InScience Magazine

Author: Σπύρος Αργυρόπουλος

ΧΑΡΤΟΓΡΑΦΩΝΤΑΣ ΤΟ ΣΚΟΤΕΙΝΟ ΣΥΜΠΑΝ – ΜΕΡΟΣ 2: O ΑΟΡΑΤΟΣ ΣΚΕΛΕΤΟΣ ΤΟΥ ΣΥΜΠΑΝΤΟΣ

$A dense starfield in the Milky Way showing dark dust nebulae silhouetted against millions of background stars, with several bright foreground stars displaying diffraction spikes and warm reddish-brown interstellar dust clouds scattered throughout$
Dark absorption nebulae appear as irregular dark patches against a rich stellar background, with reddish-brown interstellar dust clouds and prominent foreground stars of varying colors and magnitudes.

Το νεφέλωμα του Σκοτεινού Λύκου (The Dark Wolf Nebula). Το νεφέλωμα αυτό βρίσκεται στον σχετικά άγνωστο αστερισμό του Λύκου, ανάμεσα στους πιο διάσημους Σκορπιό και Κένταυρο, με το όνομα Barnard 228. Βρίσκεται μόλις 500 έτη φωτός από τη Γη, μια από τις πιο κοντινές δομές κοσμικής σκόνης σε εμάς. Ευγενική προσφορά στο InS του Απόστολου Κυριαζή.

ΧΑΡΤΟΓΡΑΦΩΝΤΑΣ ΤΟ ΣΚΟΤΕΙΝΟ ΣΥΜΠΑΝ:

ΜΕΡΟΣ 2: O ΑΟΡΑΤΟΣ ΣΚΕΛΕΤΟΣ ΤΟΥ ΣΥΜΠΑΝΤΟΣ

Δρ. Σπύρος Αργυρόπουλος, Αναπληρωτής Καθηγητής στο Τμήμα Φυσικής του ΑΠΘ

Στο πρώτο μέρος αυτής της σειράς ακολουθήσαμε την ιστορία της σκοτεινής ύλης: από τους αρχαίους «αόρατους κόσμους» μέχρι τις πρώτες αστρονομικές ενδείξεις για την ύπαρξη μιας «αδιόρατης μάζας». Σε αυτό το άρθρο εξετάζουμε τι γνωρίζουμε σήμερα για τη σκοτεινή ύλη μέσα από τέσσερις φαινομενικά απλές ερωτήσεις: Γιατί πιστεύουμε ότι υπάρχει; Πού βρίσκεται; Πότε δημιουργήθηκε; Και τι μπορεί να είναι;

Κοιτώντας το νυχτερινό ουρανό διακρίνουμε με γυμνό μάτι μερικές χιλιάδες άστρα, ένα ελάχιστο δείγμα από τα εκατοντάδες δισεκατομμύρια που περιέχει ο Γαλαξίας μας. Ανάμεσα τους, κάποιες αμυδρές κηλίδες προδίδουν την παρουσία άλλων γαλαξιών, οι οποίοι κι αυτοί αποτελούνται από δισεκατομμύρια άστρα.

Τι θα συνέβαινε αν εξαφανίζονταν όλα αυτά τα άστρα και οι γαλαξίες, τα νέφη αερίου, όλη η ορατή ύλη; Η απάντηση δεν είναι τόσο δραματική όσο θα περίμενε κανείς. Η ορατή ύλη αποτελεί μόνο το 5% της μάζας του Σύμπαντος, ενώ το υπόλοιπο 95% αποτελείται από σκοτεινή ενέργεια, που απωθεί τους γαλαξίες, και σκοτεινή ύλη που δημιουργεί εστίες βαρυτικής έλξης, έναν αόρατο σκελετό πάνω στον οποίο δημιουργούνται οι γαλαξίες. Αντίθετα, αν εξέλιπε η συνήθης ορατή ύλη, το Σύμπαν θα γινόταν σκοτεινό αλλά ο σκελετός της σκοτεινής ύλης θα παρέμενε στη θέση του. Αν, αντίθετα, εξαφανιζόταν η σκοτεινή ύλη δε θα υπήρχε σκελετός. Το Σύμπαν θα εξελισσόταν πολύ διαφορετικά και οι δομές που θα σχηματίζονταν θα ήταν πολύ πιο διάχυτες, κάτι τελείως διαφορετικό απ’ αυτό που παρατηρούμε (βλ. Εικ. 1).

Από τι λοιπόν είναι φτιαγμένος αυτός ο σκελετός και πώς ξέρουμε ότι υπάρχει;

A visualization of the cosmic web at 13.70 billion years (z = 0.00), generated by the Cosmic Web Explorer (nicosmo.github.io/cosmic_web_explorer). Green filaments trace the distribution of dark matter and galaxies across a field spanning hundreds of megaparsecs, revealing the sponge-like network of voids, sheets, filaments, and nodes that defines the large-scale structure of the universe.

All-sky redshift survey showing the distribution of galaxies in two slices of the universe (northern and southern hemispheres). Orange dots indicate brighter or more massive galaxies; green dots represent fainter ones. The filamentary cosmic web structure — clusters, filaments, and voids — is clearly visible out to redshift z ≈ 0.14.

Εικόνα 1: Σύγκριση της δομής μεγάλης κλίμακας για διαφορετικές ποσότητες σκοτεινής ύλης. Κάθε φωτεινή κουκίδα αντιστοιχεί σε έναν γαλαξία. Οι δύο πρώτες εικόνες αντιστοιχούν σε προσομοιώσεις: στην πρώτη η πυκνότητα της σκοτεινής ύλης είναι πολύ μικρότερη από την παρατηρούμενη, ενώ στη δεύτερη έχει την τιμή που μετράμε στο Σύμπαν μας. Στην τρίτη εικόνα φαίνεται η πραγματική κατανομή γαλαξιών που χαρτογράφησε το Sloan Digital Sky Survey. [Πηγές: https://nicosmo.github.io/cosmic_web_explorer/, https://www.sdss4.org/science/]

ΠΩΣ ΞΕΡΟΥΜΕ ΟΤΙ ΥΠΑΡΧΕΙ ΣΚΟΤΕΙΝΗ ΥΛΗ;

Οι ενδείξεις για την ύπαρξη της σκοτεινής ύλης είναι πολλές και εκτείνονται σε διαφορετικές κλίμακες παρατήρησης. Ξεκινώντας απ’ τις μικρότερες κλίμακες παρατήρησης, η κύρια ένδειξη προέρχεται απ’ τις ταχύτητες περιστροφής των γαλαξιών. Όπως αναλύσαμε στο προηγούμενο άρθρο, οι Horace Babcock, Vera Rubin, Kent Ford και Robert Thonnard, μέτρησαν την ταχύτητα περιστροφής του γαλαξία της Ανδρομέδας (Babcock, 1939; Rubin & Ford, 1970) καθώς και 21 άλλων γαλαξιών (Rubin et al., 1978) και βρήκαν πολύ μεγαλύτερες ταχύτητες απ’ αυτές που θα μπορούσε να συγκρατήσει σε τροχιά η ορατή μάζα του γαλαξία (βλ. Εικ. 2). Με άλλα λόγια, οι μετρήσεις τους υπέδειξαν την ύπαρξη μιας επιπλέον συνιστώσας ύλης που διαθέτει βαρυτικές αλληλεπιδράσεις αλλά δεν ακτινοβολεί[^1].

Observed rotational velocities of stars and gas (via 21-cm hydrogen emissions) remain nearly flat with increasing distance from the galactic center, diverging sharply from the declining curve predicted by visible matter alone — strong evidence for the existence of dark matter.

Rotational velocity profiles of spiral galaxies NGC 7541, NGC 801, NGC 2998, and NGC 3672 plotted against distance from the nucleus in kiloparsecs, illustrating the characteristic flat rotation curves indicative of dark matter halos.

Εικόνα 2: (Πάνω) Μετρήσεις της ταχύτητας περιστροφής του γαλαξία του τριγώνου στο ορατό (κίτρινες κουκίδες) και σε ραδιοσυχνότητες (μπλε κουκίδες). Η πρόβλεψη της ταχύτητας περιστροφής βάσει της μετρούμενης φωτεινής μάζας του γαλαξία φαίνεται με γκρι διακεκομένη γραμμή. (Κάτω) Μετρήσεις ταχυτήτων περιστροφής διαφόρων γαλαξιών από το (Rubin et al, 1978). [Πηγές: https://en.wikipedia.org/wiki/Galaxy_rotation_curve#/media/File:Rotation_curve_of_spiral_galaxy_Messier_33_(Triangulum).png, (Rubin et al, 1978)]

Με την εξέλιξη των τεχνικών παρατήρησης, στα τέλη της δεκαετίας του 1930, οι αστρονόμοι άρχισαν να ανακαλύπτουν σφαιροειδείς γαλαξίες νάνους, οι οποίοι είναι πολύ αμυδροί, περιέχουν λίγα άστρα και περιφέρονται γύρω απ’ τον Γαλαξία μας. Οι ταχύτητες των αστέρων στο εσωτερικό των γαλαξιών νάνων είναι τόσο μεγάλες που υποδεικνύουν ότι οι γαλαξίες αυτοί αποτελούνται κυρίως από σκοτεινή ύλη (Mateo, 1998).

Αργότερα προσομοιώσεις της γαλαξιακής δυναμικής έδειξαν ότι χωρίς την παρουσία σκοτεινής ύλης οι τροχιές των αστέρων του γαλαξιακού δίσκου θα γίνονταν χαοτικές μετά από λίγες περιόδους περιστροφής και για να εξασφαλιστεί η δυναμική ευστάθεια χρειάζεται μια σφαιρική άλως σκοτεινής ύλης (Ostriker & Peables, 1973).

Περνώντας σε διαγαλαξιακές κλίμακες, υπάρχουν δύο σημαντικές ενδείξεις για την ύπαρξη σκοτεινής ύλης. Η πρώτη έχει να κάνει με τις ταχύτητες των γαλαξιών στο εσωτερικό γαλαξιακών σμηνών, όπως παρατηρήθηκε για πρώτη φορά απ’ τους Lundmark και Zwicky (Lundmark, 1930, Zwicky, 1933, Zwicky, 1937) (βλ. προηγούμενο άρθρο).

Η πιο ξεκάθαρη αστρονομική ένδειξη για την ύπαρξη σκοτεινής ύλης[^2] είναι η παρατήρηση του Σμήνους Σφαίρα (βλ. Εικ. 3). Το Σμήνος Σφαίρα είναι το αποτέλεσμα της σύγκρουσης δύο σμηνών γαλαξιών που έγινε περίπου πριν από 150 εκατομμύρια χρόνια. Καθώς η συνήθης (ορατή) ύλη αλληλεπιδρά ισχυρά με τον εαυτό της, τα θερμά αέρια που περιέβαλαν τα δύο υποσμήνη συγκρούστηκαν και επιβραδύνθηκαν δημιουργώντας ένα εντυπωσιακό ωστικό κύμα. Αντιθέτως, παρατηρήσεις μέσω βαρυτικής εστίασης έδειξαν ότι το κέντρο μάζας των σμηνών δε συμπίπτει με το κέντρο μάζας των θερμών αερίων. Είναι σαν να διήλθε το ένα σμήνος μέσα από το άλλο χωρίς να συμβεί τίποτα. Για να εξηγηθεί αυτή η παρατήρηση, πρέπει να υποθέσουμε ότι μεγάλο μέρος της μάζας των γαλαξιακών σμηνών βρίσκεται υπό μορφή σκοτεινής ύλης, η οποία δεν αλληλεπιδρά ισχυρά.

This composite image of galaxy cluster 1E 0657-558 (the Bullet Cluster) combines Chandra X-ray Observatory data (pink) showing hot gas, Hubble Space Telescope optical data, and a gravitational lensing dark matter map (blue). The separation of the dark matter (blue) from the normal baryonic matter (pink) during the collision provides strong observational evidence for the existence of dark matter. Scale bar indicates 1.5 arcminutes. Credit: NASA/CXC/CfA.

Εικόνα 3: Απεικόνιση του Σμήνους Σφαίρα. Η ροζ περιοχή αντιστοιχεί στην ορατή μάζα των δύο σμηνών που συγκρούστηκαν, η οποία έχει ανακατασκευαστεί από παρατηρήσεις στην περιοχή των ακτίνων Χ, ενώ η μπλε περιοχή απεικονίζει τη βαρυτική μάζα των δύο σμηνών και έχει κατασκευαστεί μέσω βαρυτικής εστίασης. [Πηγή https://en.wikipedia.org/wiki/Bullet_Cluster]

Η σκοτεινή ύλη αφήνει τα ίχνη της και σε κοσμολογικές κλίμακες: στην κοσμική ακτινοβολία υποβάθρου, στις βαρυονικές ακουστικές ταλαντώσεις, στη δομή μεγάλης κλίμακας και στην αρχέγονη πυρηνοσύνθεση.

Για να κατανοήσουμε τα δύο πρώτα, πρέπει να πάμε πίσω στο χρόνο 370.000 χρόνια περίπου μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, λίγο πριν δημιουργηθούν τα πρώτα άτομα υδρογόνου. Το Σύμπαν ήταν γεμάτο από μία θερμή σούπα από ηλεκτρόνια, πρωτόνια, νετρόνια και φωτόνια. Όσο η θερμοκρασία του Σύμπαντος ήταν μεγαλύτερη από περίπου 3.000 βαθμούς Κέλβιν, τα ηλεκτρόνια είχαν πολύ μεγάλη ενέργεια για να σχηματίσουν άτομα και επομένως κινούνταν ελεύθερα. Τα φωτόνια σκεδάζονταν συνεχώς πάνω στα ηλεκτρόνια και στα πρωτόνια, κι επομένως δεν μπορούσαν να διανύσουν μεγάλες αποστάσεις, κάτι που έκανε το Σύμπαν αδιαφανές. Όταν η θερμοκρασία έπεσε κάτω από τους 3.000 βαθμούς, τα πρωτόνια δέσμευσαν τα ελεύθερα ηλεκτρόνια σχηματίζοντας τα πρώτα άτομα υδρογόνου που ήταν ηλεκτρικά ουδέτερα, σε μια διαδικασία που ονομάζεται επανασύνδεση (recombination). Από εκείνη τη στιγμή το Σύμπαν έγινε διαφανές και τα αρχέγονα φωτόνια άρχισαν να ταξιδεύουν ελεύθερα προς όλες τις κατευθύνσεις, δημιουργώντας αυτό που ονομάζουμε μικροκυματική ακτινοβολία υποβάθρου.

Πώς επηρεάζει λοιπόν η σκοτεινή ύλη την κοσμική ακτινοβολία υποβάθρου; Αρχικά φανταστείτε ότι το αρχέγονο Σύμπαν δεν ήταν απόλυτα ομοιογενές. Μικροσκοπικές διακυμάνσεις είχαν δημιουργήσει περιοχές ελάχιστα πυκνότερες από τις γειτονικές τους. Αυτές οι περιοχές δρούσαν ως εστίες βαρυτικής έλξης (σκεφτείτε ένα πηγάδι σαν αυτό που φαίνεται στην Εικ. 4), η οποία ανάγκαζε το πλάσμα ηλεκτρονίων, πρωτονίων και φωτονίων να συμπιέζεται. Η συμπίεση αυτή θέρμαινε το πλάσμα, το οποίο με τη σειρά του άρχιζε να εκτονώνεται, δημιουργώντας έτσι μια ταλάντωση γύρω από τις περιοχές μεγαλύτερης πυκνότητας, όπως φαίνεται στην Εικ. 4.

Illustration of the balance between gravitational force pulling masses downward and pressure acting upward along a curved surface.

Εικόνα 4: Το ενεργειακό πηγάδι που αντιστοιχεί στη βαρυτική δύναμη που ασκούν οι περιοχές του πλάσματος ηλεκτρονίων και πρωτονίων σε περιοχές μεγαλύτερης πυκνότητας. Τα σωματίδια του πλάσματος απεικονίζονται ως κίτρινες μάζες και τα φωτόνια δρουν ως ένα ελατήριο που δημιουργεί απωστική δύναμη. [Πηγή https://background.uchicago.edu/~whu/intermediate/gravity.html]

Κατά τη διαδικασία σχηματισμού ατόμων, το πλάσμα βρισκόταν σε διαφορετική φάση ταλάντωσης σε κάθε περιοχή, δηλαδή σε κάποιες περιοχές βρισκόταν στο σημείο μέγιστης συμπίεσης, σε κάποιες άλλες σε περιοχή ελάχιστης συμπίεσης κλπ. Ως αποτέλεσμα, τα φωτόνια από διαφορετικές περιοχές αποδεσμεύτηκαν από το πλάσμα έχοντας διαφορετικές ενέργειες. Κατά συνέπεια τα φωτόνια της μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου που φτάνουν στα τηλεσκόπια μας από διαφορετικές περιοχές του Σύμπαντος έχουν διαφορετικές ενέργειες.

Μετρώντας αυτές τις ενέργειες σε διάφορα σημεία του ουρανού παίρνουμε ένα φάσμα όπως αυτό που φαίνεται στην Εικ. 5. Οι κορυφές αυτού του φάσματος έχουν άμεση σχέση με την ταλάντωση του πλάσματος που εξηγήσαμε παραπάνω. Συγκεκριμένα, οι δύο πρώτες αντιστοιχούν σε περιοχές όπου το πλάσμα είχε εκτελέσει μία πλήρη ταλάντωση και βρισκόταν σε μέγιστη συμπίεση (1η κορυφή) ή μέγιστη αποσυμπίεση (2η κορυφή). Η 3η κορυφή αντιστοιχεί σε περιοχές όπου το πλάσμα είχε εκτελέσει δύο ταλαντώσεις και βρισκόταν σε κατάσταση μέγιστης συμπίεσης κ.ο.κ.

Τι σχέση έχει αυτό με τη σκοτεινή ύλη; Η σκοτεινή ύλη δεν αλληλεπιδρά με το πλάσμα αλλά αυξάνει τη βαρυτική έλξη στις περιοχές μεγαλύτερης πυκνότητας, και άρα το ύψος του πηγαδιού στην Εικ. 4, με συνέπεια να αλλάζει το ύψος των κορυφών που βλέπουμε στο φάσμα της μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου (βλ. Εικ. 5). Επομένως μετρώντας αυτό το φάσμα όχι μόνο μπορούμε να συμπεράνουμε αν υπάρχει σκοτεινή ύλη αλλά και να υπολογίσουμε με μεγάλη ακρίβεια την πυκνότητα της.

The angular power spectrum of CMB temperature fluctuations showing acoustic peaks across multipole moments from ℓ=2 to ℓ=2500, corresponding to angular scales from 90° down to 0.07°. The shaded region at large angular scales reflects cosmic variance.

Εικόνα 5: Το φάσμα της μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου. Ο άξονας των y αντιστοιχεί στη διαφορά ενέργειας δύο φωτονίων σε δύο σημεία του ουράνιου θόλου ενώ ο άξονας των x αντιστοιχεί στην απόσταση αυτών των σημείων (αριστερά βρίσκονται τα σημεία με μεγάλες αποστάσεις ενώ δεξιά τα σημεία με μικρές αποστάσεις). [Πηγή https://sci.esa.int/web/planck/-/51555-planck-power-spectrum-of-temperature-fluctuations-in-the-cosmic-microwave-background]

Ας επιστρέψουμε τώρα στις ταλαντώσεις του πλάσματος γύρω απ’ τις περιοχές υψηλότερης πυκνότητας με μια χαρακτηριστική ταχύτητα. Όταν δημιουργούνται τα πρώτα άτομα, τα φωτόνια αποσυζεύγονται από το πλάσμα και το ακουστικό κύμα παύει να διαδίδεται, με αποτέλεσμα τα ηλεκτρόνια και τα πρωτόνια του πλάσματος να σταματήσουν να διαδίδονται προς τα έξω. Κατ’ αναλογία, σκεφτείτε ότι ρίχνουμε ένα βότσαλο σε μια λίμνη, δημιουργείται ένα κύμα στην επιφάνεια της και ξαφνικά το κύμα αυτό παγώνει. Η απόσταση που θα έχει διανύσει το ακουστικό κύμα στα 370.000 χρόνια που μεσολάβησαν απ’ τη Μεγάλη Έκρηξη μέχρι την εποχή επανασύνδεσης αντιστοιχεί, στο σημερινό Σύμπαν, σε μια ακτίνα 150 Mpc[^3]. Τα ηλεκτρόνια και τα πρωτόνια του πλάσματος θα συγκεντρωθούν κατά προτίμηση σε αποστάσεις 150 Mpc γύρω απ’ τις περιοχές υψηλότερης πυκνότητας, όπως φαίνεται στην Εικ. 6. Τα σημεία πάνω στην ακτίνα αυτή θα δημιουργήσουν αργότερα τις εστίες γύρω απ’ τις οποίες θα σχηματιστούν τα πρώτα άτομα υδρογόνου τα οποία με τη σειρά τους θα σχηματίσουν τους πρώτους γαλαξίες. Συνεπώς σύμφωνα με την παραπάνω εικόνα περιμένουμε οι γαλαξίες που παρατηρούμε σήμερα να βρίσκονται σε κελύφη ακτίνας 150 Mpc. Το φαινόμενο αυτό είναι γνωστό ως βαρυονικές ακουστικές ταλαντώσεις.

Πώς σχετίζεται αυτό με τη σκοτεινή ύλη; Η εξήγηση είναι η εξής: Η ποσότητα της σκοτεινής ύλης στο Σύμπαν επηρεάζει το πόσο γρήγορα διαδίδεται το ακουστικό κύμα κι επομένως τη χαρακτηριστική ακτίνα μεταξύ των γαλαξιών. Επομένως η κατανομή των γαλαξιών στο Σύμπαν μπορεί να μας δώσει πληροφορίες για την ύπαρξη σκοτεινής ύλης και την πυκνότητα της.

Εικόνα 6: Σχηματική αναπαράσταση των βαρυονικών ακουστικών ταλαντώσεων. [Πηγή https://www.astro.ucla.edu/~wright/BAO-cosmology.html]

ΠΟΥ ΒΡΙΣΚΕΤΑΙ;

Η σκοτεινή ύλη δεν γεμίζει το Σύμπαν σαν μια ομοιόμορφη ομίχλη. Η βαρύτητα την έχει συγκεντρώσει σε άλω: τεράστιες, αόρατες δομές μέσα στις οποίες φωλιάζουν οι γαλαξίες. Ο Γαλαξίας μας, για παράδειγμα, περιβάλλεται από ένα μεγάλο σκοτεινό περίβλημα που δεν μπορούμε να το παρατηρήσουμε άμεσα αλλά το ανακατασκευάζουμε από τη βαρυτική επίδραση του στην κίνηση των άστρων, των αερίων και των δορυφόρων γαλαξιών.

Το κυρίαρχο μοντέλο (Drukier et al., 1986) που έχει αναδυθεί από παρατηρήσεις και προσομοιώσεις προβλέπει ότι η σκοτεινή ύλη σχηματίζει ομοιογενείς και ισότροπες σφαιρικές άλωες γύρω απ’ τους γαλαξίες όπως φαίνεται στην Εικ. 7. Παρ’ όλα αυτά, σύγχρονες αστρονομικές παρατηρήσεις έχουν αποκαλύψει ότι ο Γαλαξίας μας έχει συγχωνευτεί με μικρότερους δορυφόρους γαλαξίες όπως ο γαλαξίας του Τοξότη και ο Εγκέλαδος, οι οποίοι δημιουργούν ποτάμια από αστρική ύλη που διασχίζουν το Γαλαξία μας. Είναι εύλογο να υποθέσουμε ότι τέτοιες συγχωνεύσεις γαλαξιών μπορεί να διαταράσσουν τη σφαιρική άλω, δημιουργώντας ακόμα και ροές σκοτεινής ύλης.

Εικόνα 7: Απεικόνιση της κατανομής της σκοτεινής ύλης γύρω από έναν γαλαξία. Στα αριστερά φαίνεται το Καθιερωμένο Πρότυπο άλω (σφαιρική κατανομή) ενώ δεξιά φαίνεται ένα εναλλακτικό μοντέλο το οποίο αποτελείται από δύο συνιστώσες. [Πηγές https://skyandtelescope.org/astronomy-news/dark-halos-and-warped-disks/, https://www.ncbj.gov.pl/en/aktualnosci/what-shape-dark-matter-halo]

ΤΙ (ΔΕΝ) ΜΠΟΡΕΙ ΝΑ ΕΙΝΑΙ;

Το ερώτημα αυτό αποτελεί ένα απ’ τα κύρια ανοικτά ζητήματα της φυσικής υψηλών ενεργειών και της κοσμολογίας, η λύση του οποίου ενδέχεται να επιφέρει ριζικές αλλαγές στον τρόπο που κατανοούμε τον κόσμο. Παρότι ξέρουμε (ή ακριβέστερα μπορούμε να εξάγουμε από παρατηρήσεις) πού βρίσκεται, πότε δημιουργήθηκε και ποιες ιδιότητες πρέπει να έχει, εντούτοις, δε γνωρίζουμε τι ακριβώς είναι, από τι αποτελείται. Οπότε ας δούμε αρχικά τι δεν μπορεί να είναι.

Πρώτον, για να παρατηρούμε σκοτεινή ύλη σήμερα, θα πρέπει να είναι σταθερή ή εξαιρετικά μακρόβια, με χρόνο ζωής της τάξης της ηλικίας του Σύμπαντος. Δεύτερον, γνωρίζουμε ότι η σκοτεινή ύλη πρέπει να είναι μη σχετικιστική, δηλαδή να κινείται με μικρές ταχύτητες, έτσι ώστε να παγιδεύεται στα βαρυτικά πηγάδια που δημιουργούν τους πρώτους γαλαξίες. Αν η ταχύτητα της σκοτεινής ύλης είναι πολύ μεγάλη δυσκολεύει τη δημιουργία δομών, όπως ένα γρήγορο κύμα σβήνει τα ίχνη στην άμμο. Αυτό αποκλείει, παραδείγματος χάριν, τα νετρίνα του Kαθιερωμένου Προτύπου (Standard Model) ως υποψήφια σωματίδια σκοτεινής ύλης.

Αν η κυρίαρχη σκοτεινή ύλη έφερε ηλεκτρικό φορτίο ή φορτίο χρώματος, θα σκεδαζόταν πάνω στο αρχέγονο πλάσμα, θα έχανε ενέργεια, θα ακτινοβολούσε ή θα σχημάτιζε δεσμευμένες καταστάσεις. Δεν θα σχημάτιζε τις διάχυτες άλωες που παρατηρούμε στον Γαλαξία μας και στο Σμήνος της Σφαίρας. Απ’ αυτό συμπεραίνουμε ότι η σκοτεινή ύλη πρέπει να μην αλληλεπιδρά με τις ηλεκτρομαγνητικές[^4] και τις ισχυρές αλληλεπιδράσεις. Θεωρητικά, θα μπορούσε να αλληλεπιδρά με τις ασθενείς αλληλεπιδράσεις του Καθιερωμένου Προτύπου και με το μποζόνιο Higgs (Higgs boson), παρ’ όλα αυτά έρευνες για σκοτεινή ύλη (που θα αναλύσουμε στο τρίτο μέρος της σειράς) έχουν περιορίσει πολύ αυτές τις πιθανότητες.

Από τα παραπάνω συμπεραίνουμε ότι αν η σκοτεινή ύλη αποτελείται από στοιχειώδη σωματίδια, τότε αυτά πρέπει να έχουν μάζα, να έχουν τεράστιο χρόνο ημιζωής και πρέπει να μην αλληλεπιδρούν ούτε μέσω των ηλεκτρομαγνητικών ούτε μέσω των ισχυρών αλληλεπιδράσεων. Καθώς κανένα απ’ τα σωματίδια που γνωρίζουμε μέχρι στιγμής δεν διαθέτει αυτές τις ιδιότητες, συμπεραίνουμε ότι η σκοτεινή ύλη θα πρέπει να αποτελείται από ένα νέο είδος σωματιδίου!

Τι θα μπορούσε λοιπόν να είναι; Το εύρος των υποψηφίων είναι εντυπωσιακό: από πεδία με κυματικές ιδιότητες και απειροελάχιστη μάζα μέχρι μακροσκοπικά αντικείμενα. Για να τα εξετάσουμε όλα θα χρειαζόμασταν πολλά άρθρα. Εδώ θα σταθούμε σε μερικές χαρακτηριστικές οικογένειες (βλ. Εικ. 8).

The landscape of dark matter candidate masses spanning over 50 orders of magnitude, from ultralight wave-like fields to macroscopic particle-like objects. Credit: Ciaran O’Hare.

Εικόνα 8: Ενδεικτικός χάρτης υποψηφίων σωματιδίων για τη σκοτεινή ύλη σε λογαριθμική κλίμακα μάζας. Στα αριστερά βρίσκονται πολύ ελαφρά σωματίδια που συμπεριφέρονται ως κύματα και στα δεξιά όλο και βαρύτερα σωματίδια ή μακροσκοπικά αντικείμενα. Η τεράστια έκταση του άξονα δείχνει πόσο λίγο γνωρίζουμε ακόμη για τη μικροσκοπική της κλίμακα. [Πηγή https://en.wikipedia.org/wiki/File:Dark_matter_candidates.pdf]

Μια απ’ τις σημαντικότερες κατηγορίες είναι αυτό που ονομάζεται WIMP (Weakly Interacting Massive Particle, δηλ. Ασθενώς Αλληλεπιδρόν Μαζικό Σωματίδιο). Αυτά τα σωματίδια έχουν μάζες παρόμοιες με τις μάζες των γνωστών στοιχειωδών σωματιδίων και αλληλεπιδρούν με αλληλεπιδράσεις που έχουν ισχύ συγκρίσιμη με εκείνη της ασθενής αλληλεπίδρασης του Καθιερωμένου Προτύπου. Τέτοια σωματίδια εμφανίζονται σε υπερσυμμετρικές θεωρίες, θεωρίες ενοποίησης με επιπλέον διαστάσεις, θεωρίες με επιπλέον μποζόνια Higgs, θεωρίες που προσπαθούν να εξηγήσουν το πρόβλημα της συμμετρίας σωματιδίου-αντισωματιδίου στις ισχυρές αλληλεπιδράσεις (αξιόνια) κ.λπ. (Cirelli et al., 2026).

Μια άλλη πιθανότητα είναι η σκοτεινή ύλη να μην αποτελείται από στοιχειώδη σωματίδια, αλλά από μακροσκοπικά αντικείμενα τα οποία δεν εκπέμπουν φως, όπως καφέ νάνοι, αρχέγονες μαύρες τρύπες, ορφανοί πλανήτες κλπ. Μελέτες (Green & Kavanagh, 2021, Tisserand et al, 2007) που βασίζονται στο φαινόμενο της βαρυτικής εστίασης, στη δυναμική των αστρικών τροχιών και στα βαρυτικά κύματα έχουν αποδείξει ότι η σκοτεινή ύλη δεν μπορεί να αποτελείται αποκλειστικά από τέτοια αντικείμενα[^5].

Τέλος, όπως αναφέραμε παραπάνω, μια τρίτη περίπτωση είναι η σκοτεινή ύλη να μην είναι «σκοτεινή ύλη», αλλά μια τροποποίηση της βαρυτικής δύναμης σε μεγάλες αποστάσεις. Βέβαια τέτοιες θεωρίες έχουν μεγάλη δυσκολία να εξηγήσουν το σύνολο των παρατηρήσεων που διαθέτουμε σήμερα.

Ίσως τελικά η ερώτηση «ποιο είναι το σωματίδιο της σκοτεινής ύλης;» να είναι υπερβολικά στενή. Δεδομένου ότι ο ορατός κόσμος αποτελείται από πολλά διαφορετικά σωματίδια, ίσως είναι αφελές να θεωρούμε ότι ο σκοτεινός κόσμος αποτελείται από ένα και μόνο σωματίδιο.

ΠΟΤΕ ΔΗΜΙΟΥΡΓΗΘΗΚΕ;

Αν και υπάρχουν πολλές διαφορετικές θεωρίες για το πώς και πότε ακριβώς δημιουργήθηκε η σκοτεινή ύλη, όλα σχεδόν τα μοντέλα προβλέπουν ότι θα πρέπει να έχει δημιουργηθεί πριν το σχηματισμό των πρώτων πυρήνων, για να είναι συμβατή με τις παρατηρήσεις που αναλύσαμε παραπάνω. Οι δύο επικρατέστεροι μηχανισμοί ονομάζονται freeze-out («πάγωμα») και freeze-in («ξεπάγωμα»).

Όπως είδαμε παραπάνω, το αρχέγονο Σύμπαν μετά τη Μεγάλη Έκρηξη και την εποχή του πληθωρισμού, αποτελούνταν από μία «σούπα» (πλάσμα) όλων των στοιχειωδών σωματιδίων. Όσο οι θερμοκρασίες ήταν πολύ υψηλές, συγκρούσεις δύο στοιχειωδών σωματιδίων μπορούσαν να παράγουν δύο άλλα στοιχειώδη σωματίδια. Με τεχνικούς όρους λέμε ότι μία αντίδραση εξαΰλωσης της μορφής $xx \leftrightarrow yy$ , όπου x, y δύο στοιχειώδη σωματίδια λάμβανε χώρα και προς τις δύο κατευθύνσεις. Καθώς όμως το Σύμπαν διαστελλόταν, η θερμοκρασία του μειωνόταν με αποτέλεσμα οι συγκρούσεις μεταξύ των σωματιδίων να γίνονταν με όλο και μικρότερη κινητική ενέργεια. Όταν η ενέργεια αυτή γινόταν μικρότερη απ’ την ενέργεια ηρεμίας ενός σωματιδίου (ας πούμε του y), ο αριθμός των σωματιδίων x άρχισε να μειώνεται γιατί οι αντιδράσεις εξαΰλωσης $xx \rightarrow yy$ γίνονταν μόνο προς τη μία φορά (καθώς τα σωματίδια y δεν είχαν αρκετή κινητική ενέργεια ώστε να παράγουν τα σωματίδια x).

Αν η αντίδραση $xx \rightarrow yy$ γινόταν με πολύ μεγάλο ρυθμό, τα σωματίδια x μπορούσαν να εξαϋλωθούν ολοσχερώς. Τέτοια περίπτωση είναι η εξαΰλωση ηλεκτρονίων-ποζιτρονίων σε δύο φωτόνια $e^{+} e^{-} \rightarrow \gamma\gamma$ . Καθώς τα ηλεκτρόνια είναι λίγο περισσότερα απ’ τα ποζιτρόνια (λόγω ασυμμετρίας ύλης-αντιΰλης), όλα τα ποζιτρόνια εξαϋλώθηκαν. Αν όμως ο ρυθμός με τον οποίο γίνεται η αντίδραση $xx \rightarrow yy$ ήταν μικρότερος απ’ το ρυθμό διαστολής του Σύμπαντος, τότε η αντίδραση $xx \rightarrow yy$ σταματούσε και ο αριθμός των σωματιδίων x «πάγωνε» (παρέμενε σταθερός). Αυτός είναι ο μηχανισμός freeze-out (Εικ. 9). Στην ίδια εικόνα αν θεωρήσουμε ότι τα σωματίδια x είναι σωματίδια σκοτεινής ύλης και τα σωματίδια y είναι τα σωματίδια του Καθιερωμένου Προτύπου, καταλαβαίνουμε ότι η πυκνότητα της σκοτεινής ύλης παγώνει σε μια συγκεκριμένη τιμή (την οποία μπορούμε να μετρήσουμε με μεγάλη ακρίβεια από αστρονομικές παρατηρήσεις).

Στον μηχανισμό freeze-in συμβαίνει το αντίστροφο. Τα σωματίδια x, τα οποία αποτελούν τη σκοτεινή ύλη, αρχικά υπάρχουν σε αμελητέα ποσότητα. Παράγονται σταδιακά από τις αντιδράσεις των σωματιδίων του πλάσματος, π.χ. $yy \rightarrow xx$ , ή από διασπάσεις βαρύτερων σωματιδίων $y \rightarrow xx$ . Σε αυτά τα μοντέλα η αλληλεπίδραση των x με το πλάσμα είναι τόσο ασθενής, ώστε ο ρυθμός παραγωγής των παραγόμενων σωματιδίων να είναι πολύ μικρός.

Καθώς το Σύμπαν διαστελλόταν και ψυχόταν, η πυκνότητα των σωματιδίων y μειωνόταν, και οι αντιδράσεις που μπορούσαν να παράγουν τα σωματίδια σκοτεινής ύλης x γίνονταν ολοένα και σπανιότερες. Όταν ο ρυθμός παραγωγής τους έγινε μικρότερος από τον ρυθμό διαστολής του Σύμπαντος, η παραγωγή τους σταμάτησε. Έτσι η πυκνότητα τους «πάγωσε» σε μια μικρή τιμή. Επομένως, ενώ στο freeze-out η σκοτεινή ύλη απομένει επειδή παύει να εξαϋλώνεται, στο freeze-in απομένει επειδή παύει να παράγεται.

Evolution of the comoving dark matter yield Y as a function of x = m/T. The black curve denotes the equilibrium (Boltzmann-suppressed) abundance. Dashed colored curves (red, green, blue) represent freeze-in yield build-up, while solid colored curves show the freeze-out solutions. Arrows indicate the direction of yield evolution relative to equilibrium for increasing annihilation cross-section.

Εικόνα 9: Απεικόνιση των μηχανισμών freeze-out (συνεχείς γραμμές) και freeze-in (διακεκομμένες γραμμές). Στο μηχανισμό freeze-out, η πυκνότητα των σωματιδίων (Y) μειώνεται μέχρις ότου ο ρυθμός εξαΰλωσης να γίνει μικρότερος απ’ το ρυθμό διαστολής του Σύμπαντος και τότε η πυκνότητα των σωματιδίων παγώνει. Στο μηχανισμό freeze-in γίνεται το αντίθετο. Η πυκνότητα των σωματιδίων είναι αρχικά πολύ μικρή και η σκοτεινή ύλη παράγεται (“ξεπαγώνει”) από αντιδράσεις ή διασπάσεις άλλων σωματιδίων, έως ότου ο ρυθμός παραγωγής της να γίνει μικρότερος απ’ το ρυθμό διαστολής του Σύμπαντος. [Πηγή https://www.particlebites.com/?p=7132]

ΕΝ ΚΑΤΑΚΛΕΙΔΙ

Η σκοτεινή ύλη είναι ένα απ’ τα μεγαλύτερα ανοικτά προβλήματα και ένα απ’ τα μεγαλύτερα παράδοξα της σύγχρονης φυσικής: ενώ γνωρίζουμε τόσα πολλά για τις ιδιότητες της, δε γνωρίζουμε καθόλου από τι αποτελείται.

Τα τελευταία χρόνια, δεκάδες πειράματα προσπαθούν να ανακαλύψουν κάποια ένδειξη για την ύπαρξη σκοτεινής ύλης είτε μέσω της παραγωγής της σε επιταχυντές σωματιδίων είτε μέσω των αλληλεπιδράσεων της στον Γαλαξία. Τα πειράματα αυτά θα τα αναλύσουμε στο επόμενο άρθρο της σειράς.

ΣΗΜΕΙΩΣΕΙΣ

[1] Πρέπει να σημειωθεί ότι αν θεωρήσουμε τις μετρήσεις των ταχυτήτων περιστροφής ξεχωριστά από τις υπόλοιπες ενδείξεις σκοτεινής ύλης, υπάρχουν εναλλακτικές θεωρίες που μπορούν να εξηγήσουν τις ταχύτητες περιστροφής, όπως η τροποποιημένη Νευτώνεια δυναμική (MOND). Παρόλα αυτά, τέτοιες θεωρίες δεν μπορούν να εξηγήσουν ταυτόχρονα όλες τις υπόλοιπες ενδείξεις για την ύπαρξη σκοτεινής ύλης. ↩

[2] Η παρατήρηση του Σμήνους Σφαίρα είναι πολύ δύσκολο να εξηγηθεί από εναλλακτικές θεωρίες χωρίς την παραδοχή της σκοτεινής ύλης. ↩

[3] Το Mpc (Megaparcec) είναι μονάδα μέτρησης αποστάσεων στην αστρονομία και αντιστοιχεί σε $3{,}09\times 10^{19}$ km χιλιόμετρα. ↩

[4] Για την ακρίβεια υπάρχει μια δυνατότητα η σκοτεινή ύλη να φέρει ένα πολύ μικρό ηλεκτρικό φορτίο. Στην περίπτωση που η σκοτεινή ύλη αποτελείται από ένα μόνο είδος σωματιδίων, το ηλεκτρικό τους φορτίο θα πρέπει να είναι λιγότερο από ένα δεκάκις δισεκατομμυριοστό του ηλεκτρικού φορτίου του ηλεκτρονίου. ↩

[5] Μοναδική εξαίρεση αποτελεί η περίπτωση η σκοτεινή ύλη να αποτελείται από αρχέγονες μαύρες τρύπες που έχουν μάζα περίπου όσο ένας αστεροειδής. ↩

ΒΙΒΛΙΟΓΡΑΦΙΑ ΕΛΛΗΝΙΚΗ

Bartusiak, M., 2022. H Μέρα που ανακαλύψαμε το Σύμπαν, Θεασσαλονίκη: ΡΟΠΗ, ISBN:9786185289706.

Randall, L., 2019. Η σκοτεινή ύλη και η εξαφάνιση των δεινοσαύρων: Η εκπληκτική συνέχεια του Σύμπαντος, Θεασσαλονίκη: ΡΟΠΗ, ISBN13: 9786185289416.

ΒΙΒΛΙΟΓΡΑΦΙΑ ΞΕΝΟΓΛΩΣΣΗ

Babcock, H., 1939.The rotation of the Andromeda Nebula, Lick Observatory bulletin ; no. 498, DOI: 10.5479/ADS/bib/1939LicOB.19.41B

Benson, A., J., 2010. Galaxy formation theory. Physics Reports, 495(2-3), pp.33-86. DOI: 10.1016/j.physrep.2010.06.001

Cirelli, M., Strumia, A. and Zupan, J., 2026. Dark matter. SciPost Physics Reviews, p.001. DOI:10.21468/SciPostPhysRev.1

Clegg, B., 2019. Dark matter and dark energy: the hidden 95% of the universe. Icon Books.

Drukier, A., K., Freese, K., Spergel, D., N., 1986. Detecting cold dark matter candidates. Phys. Rev. D 33, 3495. DOI: 10.1103/PhysRevD.33.3495

Freese, K., 2014. The cosmic cocktail: three parts dark matter, Princeton: Princeton University Press, ISBN:0691153353.

Green, A., M., and Kavanagh, B., J., 2021. Primordial Black Holes as a dark matter candidate. Journal of Physics G: Nuclear and Particle Physics 48(4), p.043001. DOI: 10.1088/1361-6471/abc534

Lundmark, K., 1930. Über die Bestimmung der Entfernungen, Dimensionen, Massen und Dichtigkeit fur die nächstgelegenen anagalacktischen Sternsysteme. Meddelanden fran Lunds Astronomiska Observatorium Series I, Vol. 125, p. 1-13. https://ui.adsabs.harvard.edu/scan/manifest/1930MeLuF.125….1L

Mateo, M., Olszewski, E., W., Vogt, S., S. and Keane, M., J., 1998. The internal kinematics of the Leo I dwarf spheroidal galaxy: dark matter at the fringe of the Milky Way. The Astronomical Journal, 116(5), pp.2315-2327. DOI: 10.1086/300618

Ostriker, J., P. and Peebles, P., J., 1973. A numerical study of the stability of flattened galaxies: or, can cold galaxies survive? Astrophysical Journal, Vol. 186, pp. 467-480, 186. DOI: 10.1086/152513

Panek, R., 2012. The 4-Percent Universe: Dark Matter, Dark Energy, and the Race to Discover the Rest of Reality. Simon and Schuster. ISBN: 0618982442

Rubin, V., C. and Ford Jr, W., K., 1970. Rotation of the Andromeda nebula from a spectroscopic survey of emission regions. Astrophysical Journal, vol. 159, p. 379, 159, p.379. DOI: 10.1086/150317

Rubin, V., C., Ford Jr, W., K. and Thonnard, N., 1978. Extended rotation curves of high-luminosity spiral galaxies. IV-Systematic dynamical properties, SA through SC. Astrophysical Journal, Part 2-Letters to the Editor, vol. 225, Nov. 1, 225, pp.L107-L111. DOI: 10.1086/182804.

Tisserand, P., Le Guillou, L., Afonso, C., Albert, J., N., Andersen, J., Ansari, R., Aubourg, É., Bareyre, P., Beaulieu, J., P., Charlot, X. and Coutures, C., 2007. Limits on the Macho Content of the Galactic Halo from the EROS-2 Survey of the Magellanic Clouds. Astronomy & Astrophysics, 469(2), pp.387-404. DOI: 10.1051/0004-6361:20066017

Zwicky, F., 1933. Die rotverschiebung von extragalaktischen nebeln. Helvetica Physica Acta, Vol. 6, p. 110-127. DOI: 10.1007/s10714-008-0707-4

Zwicky, F., 1937. On the Masses of Nebulae and of Clusters of Nebulae. Astrophysical Journal, vol. 86, p. 217. DOI: 10.1086/143864

September 19, 2026
ΧΑΡΤΟΓΡΑΦΩΝΤΑΣ ΤΟ ΣΚΟΤΕΙΝΟ ΣΥΜΠΑΝ: ΜΕΡΟΣ 1: Η ΑΓΝΩΣΤΗ ΙΣΤΟΡΙΑ ΤΗΣ ΣΚΟΤΕΙΝΗΣ ΥΛΗΣ
Τα υπολείμματα του υπερκαινοφανούς αστέρα στον αστερισμό των Ιστίων (Vela) αναδύονται πάνω από την έρημο στον ουράνιο θόλο. Ευγενική προσφορά στο InS του Απόστολου Κυριαζή.Δρ. Σπύρος Αργυρόπουλος, Αναπληρωτής Καθηγητής στο Τμήμα Φυσικής του ΑΠΘ

ΠΕΡΙΛΗΨΗ

Ποιος ήταν ο πρώτος που πρότεινε την ύπαρξη της σκοτεινής ύλης; Πώς προέκυψε ο όρος ιστορικά; Η συνηθέστερη απάντηση που συναντούμε στη διεθνή βιβλιογραφία προσπαθεί να συμπτύξει δεκαετίες ερευνών καταλήγοντας να είναι λάθος. Στο άρθρο αναλύουμε πώς πραγματικά προέκυψε ο όρος σκοτεινή ύλη και ποιες ήταν οι καίριες συνεισφορές που συνέβαλαν στην καθιέρωσή του.ΑΟΡΑΤΟΙ ΚΟΣΜΟΙ ΣΤΗΝ ΑΡΧΑΙΑ ΦΙΛΟΣΟΦΙΑ

Υπάρχουν σκοτεινοί κόσμοι, αδιόρατοι ακόμα και με τα πιο σύγχρονα όργανα παρατήρησης; Υπάρχουν άπειροι κόσμοι κι επομένως κάποιοι μπορεί να διαφέρουν από αυτόν που αντιλαμβανόμαστε με τις αισθήσεις μας, υποστήριζε ο Επίκουρος [1]. Αν και αυτή η πρόταση δεν μπορεί να ελεγχθεί επιστημονικά, το ζήτημα της ύπαρξης «αόρατων κόσμων» – ή αντικειμένων που δεν μπορούν να ανιχνευθούν – είτε γιατί βρίσκονται πολύ μακριά, είτε γιατί δεν εκπέμπουν αρκετό φως είτε γιατί είναι «εγγενώς αόρατα» απασχολούσε φιλοσόφους και επιστήμονες απ’ την αρχαιότητα.

Η πρώτη συγκεκριμένη πρόταση για την ύπαρξη ενός σκοτεινού κόσμου ήρθε απ’ τους Πυθαγόρειους φιλοσόφους. Συγκεκριμένα, ο Φιλόλαος φαίνεται να γνώριζε για την ύπαρξη 8 ουρανίων σωμάτων: Ήλιου, Ερμή, Αφροδίτης, Γης, Σελήνης, Άρη, Δία, Κρόνου και παραδεχόταν ότι στο κέντρο του Σύμπαντος βρίσκεται ένα ένατο αντικείμενο, το «Κεντρικόν Πυρ». Επομένως χρειαζόταν ένα δέκατο πλανήτη, για να συμπληρωθεί η «Τετρακτύς», η ιερή δεκάδα των ουράνιων σωμάτων, που αποτελούσε την κεντρική έννοια της φιλοσοφίας των Πυθαγορείων. Βασιζόμενος λοιπόν σε ένα μείγμα παρατηρήσεων και φιλοσοφικών πεποιθήσεων, ο Φιλόλαος πρότεινε ότι στο ηλιακό σύστημα υπάρχει ένας δέκατος πλανήτης, η Αντίχθων, ο οποίος βρίσκεται συνεχώς αντιδιαμετρικά της Γης ως προς το «Κεντρικό Πυρ», και επομένως δε μπορεί να παρατηρηθεί [2] (βλ. Εικ. 1).

Εικόνα 1: (Αριστερά) Τα πέντε εσωτερικά αντικείμενα του αστρονομικoύ μοντέλου του Φιλόλαου με την Αντίχθονα να βρίσκεται συνεχώς αντιδιαμετρικά της Γης ως προς το «Κεντρικό Πυρ» κι όντας επομένως συνεχώς αόρατη από τη Γη. (Δεξιά) Η ιερή Τετρακτύς των Πυθαγορείων, που αποτελείται από 10 αριθμούς τοποθετημένους σε συγκεκριμένη γεωμετρική διάταξη.ΣΚΟΤΕΙΝΟΙ ΠΛΑΝΗΤΕΣ: ΠΟΣΕΙΔΩΝΑΣ ΚΑΙ ΗΦΑΙΣΤΟΣ

Η ύπαρξη νέων πλανητών επανήλθε στο προσκήνιο πολύ αργότερα, όχι ως απόρροια φιλοσοφικών πεποιθήσεων αλλά αμιγώς μέσω της επιστημονικής μεθοδολογίας. Σημείο καμπής αποτέλεσε η ανακάλυψη της Νευτώνειας μηχανικής και του νόμου της παγκόσμιας έλξης, οι οποίοι δημοσιεύτηκαν στο μνημειώδες έργο του Νεύτωνα Principia το 1687. Η νευτώνεια θεωρία εγκαινίασε μια νέα εποχή για την επιστήμη, στην οποία η σύγκριση παρατηρήσεων με τη θεωρία αποτέλεσε την κινητήρια δύναμη για νέες ανακαλύψεις.

Από τον Νεύτωνα και μετά, μια απόκλιση μεταξύ της θεωρίας και των παρατηρήσεων αποτελούσε την αφετηρία για μια νέα επιστημονική ανακάλυψη. Το πιο διάσημο παράδειγμα αποτελεί η πρόβλεψη της ύπαρξης του πλανήτη Ποσειδώνα. To 1821 o Γάλλος αστρονόμος Alexis Bouvard, εξέδωσε αστρονομικούς πίνακες με την τροχιά του Ουρανού μαζί με προβλέψεις για τη μελοντική θέση της τροχιάς του, όπως αυτή υπολογιζόταν απ’ τους νόμους του Νεύτωνα. Μελλοντικές παρατηρήσεις έδειξαν μεγάλες αποκλίσεις από τις προβλέψεις του Bouvard και επομένως τέθηκε επί τάπητος η ύπαρξη ενός νέου πλανήτη, ο οποίος θα έπρεπε να διαταράσσει την τροχιά του Ουρανού, όπως φαίνεται στην Εικ. 2.

Εικόνα 2: Η τροχιά του Ουρανού (εσωτερικού πλανήτη) διαταράσσεται από τη βαρυτική επίδραση του εξωτερικού πλανήτη (Ποσειδώνα). Στο σημείο b ο Ποσειδώνας έλκει τον Ουρανό αναγκάζοντάς τον να κινηθεί γρηγορότερα απ’ ότι αναμένουμε και στο σημείο a γίνεται το αντίθετο. [Πηγή: RJHall, https://en.wikipedia.org/wiki/Discovery_of_Neptune#]Το 1845 ο Γάλλος μαθηματικός και αστρονόμος Urbain Le Verrier, απέδειξε κι αυτός ότι η τροχιά του Ουρανού δεν ακολουθεί τις προβλέψεις της νευτώνειας θεωρίας και στη συνέχεια υπολόγισε αρχικά τη θέση και στη συνέχεια τη μάζα και την ακριβή τροχιά ενός νέου αστρονομικού σώματος, το οποίο προκαλούσε τις διαταραχές στην τροχιά του Ουρανού και έστειλε τους υπολογισμούς του στο αστεροσκοπείο του Βερολίνου. Ο υπολογισμός του Le Verrier ήταν τόσο ακριβής που μέσα σε μόλις 24 ώρες, ανακοινώθηκε η ανακάλυψη του πλανήτη Ποσειδώνα με 1 μοίρα απόκλιση από τη θέση που είχε προβλεφθεί [3].

Ο Ποσειδώνας δεν ήταν ένας αόρατος πλανήτης όπως η Αντίχθων, αλλά ένας πολύ αμυδρός πλανήτης, ο οποίος παρέμενε μέχρι κάποια στιγμή αόρατος λόγω του μικρού φαινομένου μεγέθους του, αλλά έγινε ορατός με την πρόοδο των οργάνων παρατήρησης.

Αξίζει να σημειωθεί ότι ο Le Verrier πρότεινε το 1859 ακόμα έναν σκοτεινό πλανήτη, τον Ήφαιστο, για να εξηγήσει παρατηρούμενες ανωμαλίες στην τροχιά του Ερμή. Ο Ήφαιστος δεν παρατηρήθηκε ποτέ και τελικά ο Einstein απέδειξε ότι η ανωμαλίες στην τροχιά του Ερμή δεν προκαλούνταν από ένα νέο πλανήτη αλλά από την καμπύλωση του χώρου γύρω απ’ τον Ήλιο λόγω της μεγάλης βαρύτητάς του.

ΜΕΛΑΝΕΣ ΟΠΕΣ: MICHELL KAI LAPLACE

Πέρα από την ύπαρξη σκοτεινών πλανητών, ένα λογικό άλμα στην ύπαρξη νέων «σκοτεινών κόσμων», αστρονομικών αντικειμένων που δεν μπορούν να ανιχνευθούν άμεσα ήταν η πρόταση για την ύπαρξη μελανών οπών, από τον John Michell και τον Pierre Simon de Laplace το 1783 και 1796 αντίστοιχα, οι οποίοι υπολόγισαν ότι για αντικείμενα με πολύ μεγάλη μάζα και πυκνότητα, η ταχύτητα διαφυγής [4] θα ξεπερνούσε την ταχύτητα του φωτός και επομένως τέτοια αντικείμενα δεν θα μπορούσαν να εκπέμψουν ή να ανακλάσουν το φως. Θα φαίνονταν δηλαδή σαν «μαύρες τρύπες πάνω στον έναστρο ουράνιο καμβά.

Εικόνα 3: Προσομοιωμένη εικόνα μιας μαύρης τρύπας ενός γαλαξία. Η τεράστια βαρύτητά της προκαλεί την καμπύλωση των ακτίνων φωτός γύρω της, με αποτέλεσμα τα είδωλα των αστέρων που βρίσκονται πίσω της να φαίνονται παραμορφωμένα. [Πηγή: https://www.nasa.gov/image-article/computer-simulated-image-of-supermassive-black-hole/]Το 1916, εν μέσω του Α’ Παγκοσμίου Πολέμου, ο Karl Schwarzschild, ο οποίος την περίοδο εκείνη υπηρετούσε ως εθελοντής στο γερμανικό στρατό, επιβεβαίωσε την πρόβλεψη του Laplace, αποδεικνύοντας μαθηματικά βάσει της Γενικής Θεωρίας της Σχετικότητας, ότι μια μαύρη τρύπα μπορεί να υπάρξει. Το 1939 o Robert Oppenheimer και ο μαθητής του Hartland Snyder, απέδειξαν ότι μαύρες τρύπες μπορεί να προέλθουν από την εξέλιξη ενός αστέρα με πολύ μεγάλη μάζα, όταν αυτός εξαντλήσει τα πυρηνικά του καύσιμα και αρχίσει να καταρρέει βαρυτικά. To 1966 oι Σοβιετικοί Yakov Zeldovich και Igor Novikov απέδειξαν ότι μαύρες τρύπες μπορούν επίσης να δημιουργηθούν στο πρώιμο σύμπαν (λίγο μετά τη μεγάλη έκρηξη (Big Bang)) σε περιοχές μεγάλης πυκνότητας. Οι μαύρες τρύπες που προέρχονται από την εξέλιξη ενός αστέρα ονομάζονται αστρικές μαύρες τρύπες, ενώ εκείνες που δημιουργούνται στο πρώιμο σύμπαν ονομάζονται αρχέγονες μαύρες τρύπες.

Η πρώτη επιβεβαίωση για την ύπαρξη μιας μαύρης τρύπας ήρθε σχεδόν δύο αιώνες αργότερα με την παρατήρηση της πηγής ακτίνων-Χ που ονομάστηκε Κύκνος-Χ1 και βέβαια πιο πρόσφατα από την παρατήρηση βαρυτικών κυμάτων από τη συγχώνευση δύο μελανών οπών και την απεικόνιση της μαύρης τρύπας στο κέντρο του Γαλαξία μας απ’ το Event Horizon Telescope. Όλες αυτές είναι αστρικές μαύρες τρύπες, ενώ αρχέγονες μαύρες τρύπες δεν έχουν ακόμα παρατηρηθεί.

Αξίζει να σταθούμε στο γεγονός ότι ενώ μια μαύρη τρύπα μπορεί να φαντάζει εξ ορισμού τελείως αόρατη, μπορεί να γίνει αισθητή έμμεσα μέσω της βαρυτικής της επίδρασης στο περιβάλλον. Αυτό γίνεται με 4 τρόπους σήμερα: 1) την ανίχνευση ακτινοβολίας που εκπέμπεται από υλικό που πέφτει μέσα στη μαύρη τρύπα, 2) της βαρυτικής εστίασης, δηλ. της παραμόρφωσης των ειδώλων των αντικειμένων που βρίσκονται πίσω από μια μαύρη τρύπα, λόγω της καμπύλωσης του φωτός γύρω από αυτήν, 3) της επίδρασης των μελανών οπών στις τροχιές των κοντινών σε αυτές αντικειμένων και 4) στην ανίχνευση βαρυτικών κυμάτων. Η ιδέα της ανίχνευσης μάζας μέσω της βαρυτικής της επίδρασης θα παίξει κεντρικό ρόλο στην ανίχνευση της σκοτεινής ύλης.

Αξίζει να σημειωθεί ότι η δυνατότητα να ανιχνεύσουμε μαύρες τρύπες έστω και με αυτούς τους έμμεσους τρόπους βασίζεται αποκλειστικά στο γεγονός ότι οι μαύρες τρύπες έχουν τεράστια μάζα κι επομένως η βαρυτική επίδραση στο περιβάλλον τους είναι σημαντική [4]. Πιο μικρές μαύρες τρύπες θα μπορούσαν θεωρητικά να παρατηρηθούν μέσω της ακτινοβολίας Hawking που εικάζεται ότι εκπέμπουν, αλλά κάτι τέτοιο δεν έχει γίνει μέχρι στιγμής.

ΣΚΟΤΕΙΝΑ ΣΩΜΑΤΑ ΚΑΙ ΑΔΙΟΡΑΤΗ ΥΛΗ: ΚELVIN KAI POINCARE

Με την ανακάλυψη της αστροφωτογραφίας στα τέλη του 19ου αιώνα, οι φυσικοί αντιλήφθηκαν ότι τα άστρα του γαλαξία μας περιβάλλονται από εκτεταμένες σκοτεινές περιοχές κι άρχισαν να αναρωτιούνται αν οι περιοχές αυτές είναι σκοτεινές λόγω της έλλειψης άστρων ή λόγω της ύπαρξης αόρατης ύλης που απορροφά το φως.

Ο Λόρδος Κέλβιν πίστευε ότι αυτά τα κενά που παρατηρούνταν στις αστροφωτογραφίες μπορεί να ήταν σβησμένα άστρα, ή άστρα πολύ αμυδρά, για να παρατηρηθούν και ήταν απ’ τους πρώτους που προσπάθησαν να υπολογίσουν (Kelvin, 1904) την ποσότητα των «σκοτεινών σωμάτων» στο γαλαξία, θεωρώντας τον ως ένα αέριο που περιστρέφεται.

Ο Γάλλος μαθηματικός Henri Poincare βασιζόμενος στον υπολογισμό του Kelvin έφτασε το 1906 στο συμπέρασμα ότι εφόσον η διασπορά των αστρικών ταχυτήτων που υπολόγισε ο Kelvin δεν είναι πολύ μεγάλη, η «αδιόρατη ύλη» (matiere obscure στα γαλλικά στο πρωτότυπο) θα πρέπει να είναι ίση ή μικρότερη απ’ την ύλη που ακτινοβολεί (Poincare, 1906).

Ενώ αυτές ήταν οι πρώτες συγκεκριμένες αναφορές στη σκοτεινή ύλη, o υπολογισμός του Kelvin περιείχε αρκετές υπεραπλουστευτικές υποθέσεις, οι οποίες κατέληγαν στο ποιοτικά εσφαλμένο αποτέλεσμα ότι η ποσότητα σκοτεινής ύλης είναι μικρότερη από αυτή της φωτεινής ύλης.

Η ΜΕΡΑ ΠΟΥ ΑΝΑΚΑΛΥΨΑΜΕ ΤΟ ΣΥΜΠΑΝ: KAPTEYN, HUBBLE KAI OORT

Στις αρχές του 20ού αιώνα ο Ολλανδός αστρονόμος Jakobus Kapteyn μέτρησε αναλυτικά τις θέσεις και τις ταχύτητες χιλιάδων αστέρων και πρότεινε το πρώτο μοντέλο που περιέγραφε τη δομή του γαλαξία μας υπολογίζοντας τη μάζα και το μέγεθός του, αναφέροντας μάλιστα, το 1922, ότι όταν η «θεωρία (σ.σ.: της γαλαξιακής δομής) τελειοποιηθεί, θα είναι ίσως δυνατόν να υπολογίσουμε το ποσό της σκοτεινής ύλης μέσω της βαρυτικής της επίδρασης» (Kapteyn, 1922).

Είναι αρκετά παράδοξο ότι μέχρι και πριν από 100 χρόνια η επιστημονική κοινή γνώμη ενώ μιλούσε για «σύμπαν», θεωρούσε ότι δεν υπάρχουν γαλαξίες πέρα από τον δικό μας. Πρώτος ο Edwin Hubble το 1924 παρατήρησε κηφείδες αστέρες στο γαλαξία της Ανδρομέδας και απέδειξε [5] ότι η απόστασή τους είναι πολύ μεγαλύτερη από την έκταση του Γαλαξία μας (Hubble, 1929), επομένως θα πρέπει να ανήκουν σε ένα διαφορετικό γαλαξία. Αυτή ήταν η πρώτη επιστημονική απόδειξη ότι το σύμπαν αποτελείται από περισσότερους γαλαξίες και άνοιξε το δρόμο για τις μεγάλες αστρονομικές ανακαλύψεις που ακολούθησαν με καταιγιστικό ρυθμό.

Ο μαθητής του Kapteyn, Ολλανδός αστρονόμος Jan Oort, ήταν ο πρώτος που απέδειξε το 1927 ότι ο γαλαξίας μας περιστρέφεται και μάλιστα όπως το ηλιακό σύστημα, δηλαδή τα εσωτερικά μέρη περιστρέφονται πιο γρήγορα από τα εξωτερικά (Oort, 1927). Εκτός αυτού, ο Oort υπολόγισε την πυκνότητα της σκοτεινής ύλης στην περιοχή του ηλιακού συστήματος (Oort, 1932), μια ποσότητα κεντρικής σημασίας ακόμα και για τα σημερινά πειράματα που προσπαθούν να ανακαλύψουν τη σκοτεινή ύλη, καταλήγοντας κι αυτός στο συμπέρασμα ότι «η συνολική μάζα της νεφελώδους ή μετεωρικής ύλης κοντά στον ήλιο είναι… πιθανότατα πολύ μικρότερη απ’ τη συνολική μάζα των ορατών αστέρων».

Βλέπουμε επομένως ότι:
1. 1. Ο όρος «σκοτεινή ύλη» και άλλες παρόμοιες εκφορές τις ίδιας έννοιας εμφανίζονται στη βιβλιογραφία πολύ πριν το 1930.
  2. Η επιστημονική κοινότητα όχι μόνο υπέθετε την παρουσία σκοτεινής ύλης στο γαλαξία αλλά γίνονταν και προσπάθειες για τον υπολογισμό της πυκνότητάς της, μάλιστα με δυναμικές μεθόδους που χρησιμοποιήθηκαν και μεταγενέστερα.
  3. Η επικρατούσα αντίληψη εκείνη την εποχή ήταν ότι η «σκοτεινή/νεφελώδης/μετεωρική/αδιόρατη» ύλη αποτελούνταν από αχνά άστρα, νεφελώματα ή μετεωρίτες, τα οποία απλά δεν μπορούσαν ακόμα να παρατηρηθούν με την τεχνολογία της εποχής.
ΜΕΤΡΩΝΤΑΣ ΤΗΝ ΤΑΧΥΤΗΤΑ ΕΝΟΣ ΓΑΛΑΞΙΑ

Οι αστρονομικές παρατηρήσεις της περιστροφής γαλαξιών και γαλαξιακών σμηνών έπαιξαν κεντρικό ρόλο στην καθιέρωση της ύπαρξης της σκοτεινής ύλης στο σύμπαν. Πώς όμως μπορούμε να μετρήσουμε την ταχύτητα ενός μακρινού γαλαξία ως προς τη Γη; Αυτό γίνεται μέσω του φαινομένου Doppler, το οποίο είναι γνωστό σε όλους μας: σε αυτό το φαινόμενο οφείλεται η αλλαγή στη συχνότητα της σειρήνας ενός ασθενοφόρου όταν πλησιάζει προς ή απομακρύνεται από εμάς. Αυτό οφείλεται στο γεγονός ότι ο ήχος είναι ένα κύμα και η συχνότητα με την οποία διασχίζουμε τις κορυφές του κύματος καθορίζει τη συχνότητα του ήχου που αντιλαμβανόμαστε (Εικ. 4). Το ίδιο συμβαίνει και με το φως, καθώς κι αυτό είναι ένα (ηλεκτρομαγνητικό) κύμα. Παρατηρώντας τις φασματικές γραμμές ενός γαλαξία και συγκρίνοντάς τις με τα ίδια φάσματα όπως τα μετράμε στη γη μπορούμε να προσδιορίσουμε αν ο γαλαξίας πλησιάζει ή απομακρύνεται από τη γη και με τι ταχύτητα.Από την ταχύτητα περιστροφής μπορούμε επίσης να εκτιμήσουμε τη μάζα ενός γαλαξία. Όπως γνωρίζουμε απ’ την καθημερινή μας εμπειρία σε ένα αντικείμενο που περιστρέφεται ασκούνται δυνάμεις που το συγκρατούν σε τροχιά. Για παράδειγμα αν δέσετε έναν κουβά με ένα σκοινί και τον περιστρέψετε, θα νιώθετε μια δύναμη απ’ το σκοινί να τραβάει το χέρι σας προς τα έξω. Αυτή ονομάζεται φυγόκεντρος και είναι η αντίδραση στη «κεντρομόλο» δύναμη που ασκεί το χέρι σας (μέσω του σκοινιού) στον κουβά, εξαναγκάζοντάς τον να κινηθεί σε κυκλική τροχιά. Όσο γρηγορότερα περιστρέφεται ο κουβάς τόσο μεγαλύτερη θα είναι η δύναμη που θα πρέπει να ασκήσετε. Το ίδιο γίνεται και με ένα γαλαξία ή ένα σμήνος γαλαξιών που περιστρέφεται. Όσο πιο γρήγορη είναι η περιστροφή, τόσο μεγαλύτερη θα πρέπει να είναι η δύναμη που ασκείται, για να συγκρατείται το σύστημα σε τροχιά και να μην εκσφενδονιστεί. Στην περίπτωση αυτή η δύναμη δεν ασκείται μέσω σκοινιών αλλά αντιστοιχεί απλά στη βαρυτική έλξη που δημιουργείται από το σύνολο των μαζών μες στο γαλαξία/γαλαξιακό σμήνος. Επομένως συμπεραίνουμε ότι όσο γρηγορότερα περιστρέφεται ένας γαλαξίας/σμήνος, τόσο μεγαλύτερη μάζα θα πρέπει να περιέχει.

Επιπλέον αν θεωρήσουμε ότι τα περισσότερα άστρα βρίσκονται στην κεντρική περιοχή ενός γαλαξία, περιμένουμε η βαρυτική έλξη να μειώνεται προς το εξωτερικό του, επομένως περιμένουμε τα άστρα στις εξωτερικές περιοχές ενός γαλαξία να περιστρέφονται πιο αργά από τα άστρα στο εσωτερικό του.

Οι πρώτες μετρήσεις της περιστροφής αστρονομικών αντικειμένων έγιναν χρησιμοποιώντας τα κοντινότερα και πιο εύκολα παρατηρήσιμα αντικείμενα [6], το γαλαξία της Ανδρομέδας (τον πιο κοντινό γαλαξία στο δικό μας) και το γαλαξιακό σμήνος της Κόμης, που βρίσκεται στον αστερισμό της Κόμης της Βερενίκης (Εικ. 5).

Εικόνα 4: Απεικόνιση του φαινομένου Doppler. Αριστερά: στην περίπτωση των ηχητικών κυμάτων μια ηχητική πηγή που πλησιάζει έναν παρατηρητή φαίνεται να εκπέμπει υψηλότερης συχνότητας ήχο από μια πηγή που απομακρύνεται από έναν παρατηρητή. Δεξιά: το φως ενός γαλαξία που πλησιάζει προς τη γη φαίνεται να είναι μετατοπισμένο προς μεγαλύτερες συχνότητες (κυανό) ενώ αν ο γαλαξίας απομακρύνεται ο παρατηρητής βλέπει το φως του μετατοπισμένο προς το ερυθρό.Από την ταχύτητα περιστροφής μπορούμε επίσης να εκτιμήσουμε τη μάζα ενός γαλαξία. Όπως γνωρίζουμε απ’ την καθημερινή μας εμπειρία σε ένα αντικείμενο που περιστρέφεται ασκούνται δυνάμεις που το συγκρατούν σε τροχιά. Για παράδειγμα αν δέσετε έναν κουβά με ένα σκοινί και τον περιστρέψετε, θα νιώθετε μια δύναμη απ’ το σκοινί να τραβάει το χέρι σας προς τα έξω. Αυτή ονομάζεται φυγόκεντρος και είναι η αντίδραση στη «κεντρομόλο» δύναμη που ασκεί το χέρι σας (μέσω του σκοινιού) στον κουβά, εξαναγκάζοντάς τον να κινηθεί σε κυκλική τροχιά. Όσο γρηγορότερα περιστρέφεται ο κουβάς τόσο μεγαλύτερη θα είναι η δύναμη που θα πρέπει να ασκήσετε. Το ίδιο γίνεται και με ένα γαλαξία ή ένα σμήνος γαλαξιών που περιστρέφεται. Όσο πιο γρήγορη είναι η περιστροφή, τόσο μεγαλύτερη θα πρέπει να είναι η δύναμη που ασκείται, για να συγκρατείται το σύστημα σε τροχιά και να μην εκσφενδονιστεί. Στην περίπτωση αυτή η δύναμη δεν ασκείται μέσω σκοινιών αλλά αντιστοιχεί απλά στη βαρυτική έλξη που δημιουργείται από το σύνολο των μαζών μες στο γαλαξία/γαλαξιακό σμήνος. Επομένως συμπεραίνουμε ότι όσο γρηγορότερα περιστρέφεται ένας γαλαξίας/σμήνος, τόσο μεγαλύτερη μάζα θα πρέπει να περιέχει.

Επιπλέον αν θεωρήσουμε ότι τα περισσότερα άστρα βρίσκονται στην κεντρική περιοχή ενός γαλαξία, περιμένουμε η βαρυτική έλξη να μειώνεται προς το εξωτερικό του, επομένως περιμένουμε τα άστρα στις εξωτερικές περιοχές ενός γαλαξία να περιστρέφονται πιο αργά από τα άστρα στο εσωτερικό του.

Οι πρώτες μετρήσεις της περιστροφής αστρονομικών αντικειμένων έγιναν χρησιμοποιώντας τα κοντινότερα και πιο εύκολα παρατηρήσιμα αντικείμενα [6], το γαλαξία της Ανδρομέδας (τον πιο κοντινό γαλαξία στο δικό μας) και το γαλαξιακό σμήνος της Κόμης, που βρίσκεται στον αστερισμό της Κόμης της Βερενίκης (Εικ. 5).

Εικόνα 5: Χάρτης του καλοκαιρινού ουρανού της Ελλάδας με τους κύριους αστερισμούς. Διακρίνουμε τον Γαλαξία της Ανδρομέδας (Μ31) μεταξύ των αστερισμών της Ανδρομέδας και της Κασσιόπειας, το Γαλαξία του Τριγώνου (Μ33) μεταξύ του αστερισμού του τριγώνου και των Ιχθύων, καθώς και τον αστερισμό της Κόμης της Βερενίκης στα δυτικά της Μεγάλης Άρκτου (Ursa Major), ο οποίος φιλοξενεί το γαλαξιακό σμήνος της Κόμης (Coma cluster). [Πηγή: https://stellarium-web.org/]ΑΝΔΡΟΜΕΔΑ ΚΑΙ ΚΟΜΗ ΤΗΣ ΒΕΡΕΝΙΚΗΣ – ΟΙ ΠΡΩΤΕΣ ΕΝΔΕΙΞΕΙΣ ΓΙΑ ΤΗΝ ΥΠΑΡΞΗ ΣΚΟΤΕΙΝΗΣ ΥΛΗΣ

To 1914 o αμερικανός αστρονόμος Vesto Slipher παρατήρησε (Slipher, 1914) ότι αντιδιαμετρικά σημεία του γαλαξία της Ανδρομέδας κινούνται σε διαφορετικές κατευθύνσεις, αποδεικνύοντας έτσι για πρώτη φορά ότι οι γαλαξίες περιστρέφονται [7]. To 1917 o αμερικανός αστρονόμος Francis Pease μέτρησε την περιστροφή της κεντρικής περιοχής του γαλαξία της Ανδρομέδας σε αποστάσεις μέχρι περίπου 0.5 kpc απ’ το κέντρο της (Pease, 1918), δείχνοντας ότι η ταχύτητα περιστροφής αυξάνεται γραμμικά όσο απομακρυνόμαστε απ’ το κέντρο.

Ύστερα από αρκετά χρόνια, το 1930, ο Σουηδός αστρονόμος Knut Lundmark μέτρησε τις ταχύτητες περιστροφής πέντε γαλαξιών (μεταξύ των οποίων ο γαλαξίας της Ανδρομέδας και ο γαλαξίας του Τριγώνου) και σύγκρινε τις τιμές που βρήκε με αυτές που θα περίμενε βάσει της μάζας των ορατών αστέρων τους, αποδεικνύοντας ότι η συνολική μάζα που πρέπει να έχουν οι γαλαξίες για να συντηρήσουν τόσο μεγάλες ταχύτητες περιστροφής πρέπει να είναι έως και 100 φορές μεγαλύτερη από την ορατή μάζα τους (Lundmark, 1930). Μάλιστα στη δημοσίευσή του έκανε λόγο για «σκοτεινά σώματα» που αποτελούνται από «σβησμένα άστρα, σκοτεινά νεφελώματα, μετεωρίτες, κομήτες, κλπ». Αυτή ήταν η πρώτη, εξ’ όσων γνωρίζουμε, εργασία που πρότεινε ότι υπάρχει περίσσεια σκοτεινής ύλης στους γαλαξίες. Το όνομα του Lundmark έμεινε στην αφάνεια ίσως κυρίως επειδή οι μετρήσεις του είχαν σχετικά μεγάλο σφάλμα και κάλυπταν μόνο μια μικρή περιοχή γύρω από το κέντρο κάθε γαλαξία (λιγότερο από το 1/10 του γαλαξιακού δίσκου), αφήνοντας περιθώριο για εναλλακτικές ερμηνείες.

Tο 1939, ο αμερικανός αστρονόμος Horace Babcock προσδιόρισε την ταχύτητα περιστροφής του γαλαξία της Ανδρομέδας καλύπτοντας αποστάσεις μέχρι 20 kpc [8] από το κέντρο της (σχεδόν το μισό του γαλαξιακού δίσκου) βρίσκοντας ότι τα εξωτερικά μέρη του γαλαξία περιστρέφονται πολύ πιο γρήγορα απ’ ότι αναμενόταν (Babcock, 1939). Ο ίδιος έγραψε ότι «είναι προφανές ότι τα εξωτερικά μέρη του νεφελώματος (σ.σ.: γαλαξία της Ανδρομέδας) είτε εμπεριέχουν μια μεγάλη ποσότητα μη φωτεινής ύλης (σ.σ.: σκοτεινής ύλης) είτε οι τροχιές έχουν σημαντικές αποκλίσεις από την κυκλικότητα». Οι μετρήσεις αυτές του Babcock ενώ έθεσαν τα θεμέλια για τις μετρήσεις των γαλαξιακών καμπυλών περιστροφής, δεν ήταν αρκετές, για να θεμελιώσουν την ύπαρξη σκοτεινής ύλης, γιατί αφορούσαν ένα και μοναδικό γαλαξία και μάλιστα ο ίδιος σχολίαζε επιφυλακτικά ότι «η απορρόφηση μπορεί να παίζει πολύ σημαντικό ρόλο στο εξωτερικό του γαλαξία», επομένως οι μεγάλες ταχύτητες να μην οφείλονται στην παρουσία σκοτεινής ύλης.

Όσον αφορά την περιστροφή γαλαξιακών σμηνών, το 1931 o Edwin Hubble και o Milton Humason (Hubble & Humason, 1931) μέτρησαν την ερυθρομετατόπιση των γαλαξιών στο γαλαξιακό σμήνος της Κόμης. Είναι αξιοπερίεργο ότι ενώ τα δεδομένα των Hubble και Humason έδειχναν ότι κάποιοι γαλαξίες είχαν πολύ μεγαλύτερες ταχύτητες απ’ το μέσο όρο του σμήνους, οι αμερικάνοι επιστήμονες δεν προχώρησαν στην ερμηνεία αυτής της παρατήρησης, καθώς κύριο μέλημά τους δεν ήταν η μελέτη της σκοτεινής ύλης αλλά η συσχέτιση της ερυθρομετατόπισης με την απόσταση, κάτι το οποίο είχε χρησιμοποιήσει ο Hubble δύο χρόνια πριν, για να αποδείξει τη διαστολή του σύμπαντος.

FRITZ ZWICKY: ΣΚΟΤΕΙΝΗ ΥΛΗ ΣΕ ΓΑΛΑΞΙΑΚΑ ΣΜΗΝΗ

Ο Ελβετός αστρονόμος Fritz Zwicky θεωρείται απ’ τους περισσότερους ως πρωτοπόρος στην ανακάλυψη της σκοτεινής ύλης. To 1933 o Zwicky ανέλυσε τα δεδομένα των Hubble και Humason και παρατήρησε κι αυτός τη μεγάλη διασπορά ταχυτήτων, πηγαίνοντας όμως ένα βήμα παραπέρα.

Ο Zwicky θεώρησε ότι το σμήνος είναι ένα ευσταθές δυναμικό σύστημα και εφάρμοσε το θεώρημα Virial, που συνδέει την κινητική με τη δυναμική του ενέργεια, οι οποίες με τη σειρά τους εξαρτώνται από τη μάζα και το μέγεθος του συστήματος και τη διασπορά των ταχυτήτων των γαλαξιών του σμήνους (Zwicky, 1933). Κάνοντας κάποιες υποθέσεις για τον όγκο και την ολική μάζα του συστήματος, βασιζόμενος στη μέση μάζα ενός γαλαξία, ο Zwicky υπολόγισε ότι η διασπορά των ταχυτήτων θα έπρεπε να είναι περίπου 80 km/s ενώ οι μετρούμενες τιμές ήταν 1000 km/s ή και περισσότερο. Κατέληξε λοιπόν στο εξής συμπέρασμα:

«Για να επιτευχθεί η παρατηρούμενη τιμή ενός μέσου φαινομένου Doppler 1000 km/s ή παραπάνω, η μέση πυκνότητα του συστήματος της Κόμης θα έπρεπε να είναι 400 φορές μεγαλύτερη απ’ αυτή που εξάγουμε από παρατηρήσεις της φωτεινής ύλης. Αν αυτό επιβεβαιωθεί θα έχουμε το εκπληκτικό αποτέλεσμα ότι η σκοτεινή ύλη υπάρχει σε πολύ μεγαλύτερη ποσότητα από τη φωτεινή ύλη».

Μάλιστα σε αντίθεση με τους προκατόχους του, αφού εξέτασε πιθανές εναλλακτικές ερμηνείες για την απορρόφηση του φωτός από μεσοαστρικό υλικό κλπ, τις απέρριψε ως αμελητέες, καταλήγοντας ότι «η μεγάλη διασπορά ταχυτήτων στο σύστημα της Κόμης κρύβει ένα πρόβλημα που δεν έχει ακόμα κατανοηθεί».

Στις περισσότερες επιστημονικές ομιλίες, ακόμα και βιβλία για τη σκοτεινή ύλη, η παραπάνω φράση παρουσιάζεται ως η πρώτη φορά που εισήχθηκε ο όρος σκοτεινή ύλη. Όπως είδαμε κάτι τέτοιο δεν ισχύει σε καμία περίπτωση. Διαβάζοντας το άρθρο του Zwicky καταλαβαίνει κανείς ότι ο όρος «σκοτεινή ύλη» χρησιμοποιείται χωρίς να οριστεί (τουλάχιστον στο συγκεκριμένο άρθρο), το οποίο σημαίνει ότι ο Zwicky απλά ακολουθεί την ορολογία που ήταν διαδεδομένη στους αστρονόμους εκείνης της εποχής (σε συνέχεια της δουλειάς των Oort, Kapteyn και Lundmark). Ο Zwicky ορίζει τον όρο σκοτεινή ύλη σε μετέπειτα άρθρο του (Zwicky, 1937) ως «ψυχρά άστρα, μακροσκοπικά και μικροσκοπικά συμπαγή σώματα και αέρια», το οποίο παρεμπιπτόντως γνωρίζουμε σήμερα ότι δεν είναι σωστό.

Γιατί λοιπόν ο Zwicky θεωρείται ο πρώτος που εισήγαγε τον όρο σκοτεινή ύλη; Καταρχάς ήταν ο πρώτος που πρότεινε ότι η σκοτεινή ύλη είναι περισσότερη απ’ τη φωτεινή και μάλιστα κατά έναν τεράστιο παράγοντα (400 φορές) και ο πρώτος που επέμεινε στο ότι εναλλακτικές ερμηνείες δεν μπορούν να επιλύσουν το πρόβλημα των μεγάλων ταχυτήτων που παρατηρούνται στα γαλαξιακά σμήνη. Το πρόβλημα επομένως της σκοτεινής ύλης παρουσιάστηκε για πρώτη φορά ως ένα σημαντικό πρόβλημα στη θεωρία που χρήζει επίλυσης.

Παρόλα αυτά την περίοδο εκείνη, η κοινή γνώμη δεν αποδεχόταν τους υπολογισμούς του Zwicky για διάφορους λόγους. Ο σημαντικότερος ήταν η θεώρηση του σμήνους της Κόμης ως ένα σύστημα σε ισορροπία. Πολλοί υποστήριζαν ότι οι γαλαξίες που είχαν μεγάλη ταχύτητα δεν ανήκαν στο σύστημα της Κόμης κι ότι το σμήνος της Κόμης δε βρίσκεται σε ισορροπία επομένως το θεώρημα Virial δεν ισχύει. Χρειάστηκαν αρκετά χρόνια ακόμα, για να γίνει αποδεκτή η έννοια της σκοτεινής ύλης.

VERA RUBIN: ΣΚΟΤΕΙΝΗ ΥΛΗ ΣΤΟΥΣ ΓΑΛΑΞΙΕΣ

Όπως είδαμε πριν, οι μετρήσεις της ταχύτητας περιστροφής γαλαξιών και η σύνδεσή τους με τον υπολογισμό της σκοτεινής ύλης είχε αρχίσει από το 1930, πριν από τις εργασίες του Zwicky, το οποίο καταδεικνύει ότι οι αστρονόμοι της εποχής ήταν ανοικτοί στο ενδεχόμενο να υπάρχει σκοτεινή ύλη στους γαλαξίες. Οι υπολογισμοί του Lundmark και του Babcock αλλά και πολλοί μεταγενέστεροι [9] εγείραν διάφορες αντιρρήσεις σχετικά με το μικρό δείγμα γαλαξιών που χρησιμοποιούσαν, τον περιορισμό τους σε μικρές αποστάσεις από τα γαλαξιακά κέντρα και τα μεγάλα σφάλματά τους.

Σημείο καμπής αποτέλεσε η δουλειά της Αμερικανίδας αστρονόμου Vera Rubin, η οποία μαζί με τους συνεργάτες της Kent Ford και Robert Thonnard, δημοσίευσαν τις πρώτες οπτικές μετρήσεις αρχικά μόνο του γαλαξία της Ανδρομέδας (Rubin & Ford, 1970) και στη συνέχεια ενός συνόλου από 21 γαλαξίες (Rubin et al, 1978), καλύπτοντας πάνω από το 80% της γαλαξιακής (οπτικής) ακτίνας. Οι μετρήσεις τους (Εικ. 6) έδειξαν ότι η ταχύτητα περιστροφής των γαλαξιών δε μειώνεται προς το εξωτερικό τους, όπως αναμένει κανείς λόγω μείωσης μάζας (συνεπώς και της βαρυτικής έλξης) αλλά αντίθετα παραμένει σταθερή, πράγμα το οποίο υποδεικνύει την παρουσία μιας επιπλέον συνιστώσας ύλης που διαθέτει βαρυτικές αλληλεπιδράσεις αλλά δε φωτοβολεί.

Οι παρατηρήσεις αυτές με τη συστηματική μέθοδο παρατήρησης πολλών γαλαξιών. τη συστηματική μέθοδο αποκλεισμού σφαλμάτων που δεν άφηνε περιθώρια σε εναλλακτικές ερμηνείες και το γεγονός ότι κάλυψαν μεγάλη έκταση του γαλαξιακού δίσκου ανάγκασε την επιστημονική κοινότητα να αποδεχθεί ότι θα πρέπει να υπάρχει σκοτεινή ύλη στους γαλαξίες και πολλοί θεωρούν ότι η δουλειά αυτή άξιζε να τιμηθεί με το βραβείο Nobel.

Εικόνα 6: (Πάνω) Μετρήσεις της ταχύτητας περιστροφής του γαλαξία του τριγώνου στο ορατό (κίτρινες κουκίδες) και σε ραδιοσυχνότητες (μπλε κουκίδες). Η πρόβλεψη της ταχύτητας περιστροφής βάσει της μετρούμενης φωτεινής μάζας του γαλαξία φαίνεται με γκρι διακεκομένη γραμμή. (Κάτω) Μετρήσεις ταχυτήτων περιστροφής διαφόρων γαλαξιών από το (Rubin et al, 1978). [Πηγές: https://en.wikipedia.org/wiki/Galaxy_rotation_curve, (Rubin et al, 1978)]Αξίζει να αναφέρουμε εν συντομία ότι παράλληλα με τις οπτικές μετρήσεις της Rubin και των συνεργατών της, παρατηρήσεις με ραδιοκύματα, τις οποίες εισήγαγε ο Ολλανδός αστρονόμος Hendrik van de Hulst, χρησιμοποιήθηκαν για να μετρηθούν οι ταχύτητες περιστροφής στα εξωτερικά μέρη των γαλαξιών, πολύ πέρα από τις οπτικές μετρήσεις. Αυτές έπαιξαν καθοριστικό ρόλο στην επιβεβαίωση των μετρήσεων της Rubin και των συνεργατών της (Βertone and Hooper, 2018).

ΕΝ ΚΑΤΑΚΛΕΙΔΙ

Από τις φιλοσοφικές υποθέσεις των αρχαίων μέχρι τις λεπτομερείς παρατηρήσεις της Vera Rubin, η ιστορία της σκοτεινής ύλης είναι μια συναρπαστική διαδρομή της επιστημονικής αναζήτησης. Οι παρατηρήσεις αυτές οδήγησαν στην αναπόφευκτη παραδοχή της ύπαρξης αυτής της αόρατης ουσίας, θέτοντας τα θεμέλια για τις σύγχρονες έρευνες που προσπαθούν να αποκαλύψουν τη φύση της, ένα θέμα που θα εξερευνήσουμε στο επόμενο μέρος.ΣΗΜΕΙΩΣΕΙΣ

[1] «Ἀλλὰ μὴν καὶ κόσμοι ἄπειροί εἰσιν, οἵ θ’ ὅμοιοι τούτῳ καὶ ἀνόμοιοι». Επίκουρος – Επιστολή στον Ηρόδοτο, Επιτομή περί φύσεως, ↩

[2] «τὸ μὲν πῦρ μέσον (τοῦτο γὰρ εἶναι τοῦ παντὸς ἑστίαν), δευτέραν δὲ τὴν ἀντίχθονα, τρίτην δὲ τὴν οἰκουμένην γῆν ἐξ ἐναντίας κειμένην τε καὶ περιφερομένην τῆι ἀντίχθονι· παρ᾿ ὃ καὶ μὴ ὁρᾶσθαι ὑπὸ τῶν ἐν τῆιδε τοὺς ἐν ἐκείνη», όπως διασώζεται στο Αέτιος, Περί τῶν φιλοσόφων δόγματα (Placita Philosophorum), Βιβλίο III, κεφ. 11, § 3. Δηλαδή «Το πυρ βρίσκεται στο κέντρο (διότι αυτό είναι η εστία όλου του κόσμου), δεύτερη έρχεται η Ἀντίχθων, και τρίτη η οικουμένη γη, η οποία βρίσκεται απέναντι και περιστρέφεται γύρω από την Ἀντίχθονα· γι’ αυτό κι εκείνοι που βρίσκονται εδώ δεν μπορούν να βλέπουν όσους κατοικούν εκεί». ↩

[3] Στην πραγματικότητα η ιστορία της ανακάλυψης του Ουρανού είναι πιο πολύπλοκη, εμπλέκοντας και μία ομάδα από Άγγλους μαθηματικούς και αστρονόμους, οι οποίοι μάλιστα άρχισαν να δουλεύουν στο πρόβλημα πριν τον Le Verrier, αλλά δεν κατάφεραν να παρατηρήσουν τον Ποσειδώνα, τόσο λόγω σφαλμάτων στους υπολογισμούς τους όσο και προβλημάτων στα όργανα που χρησιμοποιούσαν. ↩

[4] Η ταχύτητα διαφυγής είναι η ταχύτητα που πρέπει να έχει ένα αντικείμενο για να ξεφύγει από τη βαρυτική έλξη ενός ουράνιου σώματος. ↩

[5] Εδώ δεν παίρνουμε υπόψη φιλοσοφικές υποθέσεις όπως αυτή του Επίκουρου, του Λευκίππου και του Δημόκριτου για την ύπαρξη άπειρων κόσμων και την εικασία του αστρονόμου Thomas Wright (1750) σύμφωνα με την οποία κάποια απ’ τα νεφελώματα που παρατηρούνταν ίσως να αποτελούν μακρινά «σύμπαντα νησιά» (island universes). Επίσης πρέπει να αναφερθεί ότι πραγματικά ήταν ο Knut Lundmark που πρώτος παρέθεσε στοιχεία ότι ο γαλαξίας της Ανδρομέδας θα πρέπει να είναι διαφορετικός γαλαξίας από τον δικό μας, υπολογίζοντας την απόστασή του βασισμένος σε μετρήσεις φωτεινότητας καινοφανών αστέρων. Ο υπολογισμός αυτός δε θεωρείται ως καθοριστική απόδειξη, καθώς τα σφάλματα στις μετρήσεις των καινοφανών αστέρων ήταν αρκετά μεγάλα. ↩

[6] Ο γαλαξίας της Ανδρομέδας είναι ένας σπειροειδής γαλαξίας σαν τον δικό μας, με περίπου την ίδια μάζα, διάμετρο περίπου 47 kpc και βρίσκεται σε απόσταση 2.5 εκατομμυρίων ετών φωτός. Είναι ο κοντινότερος γαλαξίας στον δικό μας και είναι ορατός δια γυμνού οφθαλμού. Το γαλαξιακό σμήνος της Κόμης απέχει περίπου 320 εκατομμύρια έτη φωτός απ’ το γαλαξία μας κι αποτελείται από περισσότερους από 1000 γαλαξίες με σχετικά μικρή μεταξύ τους απόσταση, πράγμα που το καθιστά ιδανικό για παρατηρήσεις. ↩

[7] Η απόδειξη της περιστροφής του γαλαξία της Ανδρομέδας έγινε 18 χρόνια πριν την ανακάλυψη της περιστροφής του δικού μας γαλαξία από τον Oort, το 1932. ↩

[8] Το parsec (paralax arcsecond) είναι η μεγαλύτερη μονάδα μέτρησης αποστάσεων στην αστρονομία και ισούται με 3.26 έτη φωτός ή 31 τρισεκατομμύρια χιλιόμετρα. ↩

[9] Η ιστορία των μετρήσεων των γαλαξιακών καμπυλών περιστροφής χρήζει ένα άρθρο από μόνη της. Παραπέμπουμε τον ενδιαφερόμενο αναγνώστη στο πολύ ενδελεχές άρθρο (Βertone and Hooper, 2018). ↩EΥΧΑΡΙΣΤΙΕΣ

Ευχαριστούμε το Δρ. Νίκο Ρομποτή για τις επισημάνσεις του στο αρχικό κείμενο και τον Απόστολο Κυριαζή για την παραχώρηση της κεντρικής φωτογραφίας του άρθρου.ΒΙΒΛΙΟΓΡΑΦΙΑ ΕΛΛΗΝΙΚΗ

Bartusiak, M., 2022. H Μέρα που ανακαλύψαμε το Σύμπαν. ΡΟΠΗ: Θεσσαλονίκη

ΒΙΒΛΙΟΓΡΑΦΙΑ ΞΕΝΟΓΛΩΣΣΗ

Panek, R., 2011. The 4% Universe, Dark Matter, Dark Energy, and the Race to Discover the Rest of Reality. Houghton Mifflin Harcourt: Boston.

ΕΠΙΣΤΗΜΟΝΙΚΑ ΑΡΘΡΑ

Babcock, H., 1939. The rotation of the Andromeda Nebula. Lick Observatory bulletin ; no. 498, DOI: 10.5479/ADS/bib/1939LicOB.19.41B

Bertone, G., Hooper, D., 2018. A history of Dark Matter. Rev. Mod. Phys. 90, 45002, DOI: 10.1103/RevModPhys.90.045002

Hubble, E., 1929. A spiral nebula as a stellar system, Messier 31. Astrophys. J. 69. DOI: 10.1086/143167

Hubble, E., and Humason, M., L., 1931. A New Interpretation of the Hubble Law. Astrophys. J. 74, 43. DOI: 10.1086/143323

Kapteyn, J., C., 1922. First Attempt at a Theory of the Arrangement and Motion of the Sidereal System. Astrophysical Journal 55, p.302. DOI: 10.1086/142670

Kelvin, B., 1904, Baltimore lectures on molecular dynamics and the wave theory of light, https://archive.org/details/baltimorelecture00kelviala

Lundmark, Κ., 1930. Über die Bestimmung der Entfernungen, Dimensionen, Massen und Dichtigkeit fur die nächstgelegenen anagalacktischen Sternsysteme. Lund Medd. No125, 1. https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1930MeLuF.125….1L/abstract

Oort, J., H., 1927.Observational Evidence Confirming Lindblad’s Hypothesis of a Rotation of the Galactic System. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 87, 404–428. doi:10.1093/mnras/87.5.404

Oort, J., H., 1932. The force exerted by the stellar system in the direction perpendicular to the galactic plane and some related problems. Bull. Astron. Inst. Netherlands 6, pp. 249-287. https://cds.cern.ch/record/436532?ln=en

Pease, F., G., 1918. The Rotation and Radial Velocity of the Central Part of the Andromeda Nebula. Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America 4(1), 21–24. doi:10.1073/pnas.4.1.21

Poincare, H., 1906. The Milky Way and the Theory of Gases. Popular Astronomy 14, pp.475-488. https://adsabs.harvard.edu/full/1906PA…..14..475P

Rubin, V., C., and Ford, W., K., Jr., 1970. Rotation of the Andromeda Nebula from a Spectroscopic Survey of Emission Regions. Astrophys. J. 159, 379. DOI: 10.1086/150317

Rubin, V., C., Thonnard, N., and Ford, W., K., Jr., 1978. Extended rotation curves of high-luminosity spiral galaxies. IV. Systematic dynamical properties, Sa -> Sc. Astrophysical Journal 225, L107-L11. DOI: 10.1086/182804

Slipher, V., M., 1914. Spectrographic Observations of Nebulae. Pop. Astron. 23, 21–24. https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1915PA…..23…21S/abstract

Zwicky, F., 1933. Die Rotverschiebung von extragalaktischen Nebeln. Helv. Phys. Acta 6, 110–127. https://inspirehep.net/literature/8352

Zwicky, F., 1937. On the Masses of Nebulae and of Clusters of Nebulae. Astrophys. J. 86, 217. DOI: 10.1086/143864
September 27, 2025
ΤΑ ΑΝΟΙΧΤΑ ΕΡΩΤΗΜΑΤΑ ΤΗΣ ΦΥΣΙΚΗΣ ΣΤΟΙΧΕΙΩΔΩΝ ΣΩΜΑΤΙΔΙΩΝ
Δρ. Σπύρος Αργυρόπουλος

Στο άρθρο αυτό παρουσιάζουμε τα μεγάλα ανοικτά ερωτήματα στο μεταίχμιο μεταξύ σωματιδιακής φυσικής και κοσμολογίας. Συζητάμε τον τρόπο με τον οποίο προέκυψαν, πώς προσπαθούμε να τα εξηγήσουμε και τι μας επιφυλάσσει το μέλλον. Από τι είναι φτιαγμένος ο κόσμος και ποια είναι η προέλευση και το μέλλον του Σύμπαντος; Τα ερωτήματα αυτά ανέκαθεν κατείχαν κεντρικό ρόλο στην κοσμοθεωρία όλων των πολιτισμών.

Παρόλο που σε επίπεδο φιλοσοφίας η ενασχόληση με τα ερωτήματα αυτά άρχισε απ’ την περίοδο των προσωκρατικών φιλοσόφων, η φυσική στοιχειωδών σωματιδίων, η επιστήμη που μελετά τη δομή της ύλης στο πιο θεμελιώδες επίπεδο, πήρε μορφή μόλις πριν εκατό περίπου χρόνια με την ανακάλυψη των πρώτων στοιχειωδών σωματιδίων. Το ηλεκτρόνιο ήταν το πρώτο στοιχειώδες σωματίδιο που ανακαλύφθηκε (το 1897 απ’ τον J.J. Thomson), με την ανακάλυψη του πρωτονίου και του νετρονίου να ακολουθούν το 1919 (Rutherford) και το 1932 (Chadwick) αντίστοιχα. Από τότε και μέχρι σήμερα νέα θεμελιώδη σωματίδια ανακαλύπτονταν κατά μέσο όρο κάθε 5 χρόνια, όπως φαίνεται στον πίνακα στην Εικ. 1.

Εικόνα 1: Χρονολογικός πίνακας με σημαντικές ανακαλύψεις νέων σωματιδίων ή θεωριών στη φυσική στοιχειωδών σωματιδίων.Αξίζει να τονίσουμε ότι:
1. Μετά τα θεμελιώδη συστατικά των ατόμων της συνηθισμένης ύλης (πρωτόνια, νετρόνια, ηλεκτρόνια) και το μιόνιο (που αποτέλεσε την πρώτη ένδειξη για την ύπαρξη περισσοτέρων γενεών φερμιονίων, δηλ. σωματιδίων με ημιακέραιο σπιν που συγκροτούν την ύλη), τα επόμενα σωματίδια (με σχεδόν απόλυτη πλειοψηφία) είχαν προβλεφθεί από τη θεωρία αρκετά χρόνια πριν ανακαλυφθούν. Σε μια πρώτη ανάγνωση κάποιος μπορεί να θεωρήσει ότι το πείραμα απλά επιβεβαίωνε τη θεωρία, παρόλα αυτά στον παραπάνω πίνακα έχουν παραληφθεί όλες οι μη επιβεβαιωμένες θεωρίες που ήταν πολλαπλάσιες των επιβεβαιωμένων! Το πείραμα, λοιπόν, ήταν πάντα ο τελικός κριτής.
2. Από τα τέλη της δεκαετίας του 1970, όλες οι ανακαλύψεις νέων σωματιδίων χρειάστηκαν περισσότερο διάστημα απ΄ ότι προηγούμενα. Πέραν της όποιας εγγενούς δυσκολίας παρουσίαζε η ανίχνευση, αυτό οφείλεται και στο γεγονός ότι οι ανακαλύψεις αυτές έγιναν σε μεγάλες πειραματικές κοινοπραξίες, χρησιμοποιώντας μεγάλους επιταχυντές σωματιδίων οι οποίοι χρειάστηκαν δεκαετίες για να σχεδιαστούν και να λειτουργήσουν.
Στο επίπεδο της θεωρίας, τα θεμέλια της σωματιδιακής φυσικής τέθηκαν με την ανάπτυξη της σχετικότητας και της κβαντομηχανικής στις αρχές του 20ού αιώνα. Απ’ τη σύνθεσή τους προέκυψε η Κβαντική Θεωρία Πεδίου (Quantum Field Theory), η οποία αναπτύχθηκε το 1940-1950. Ιδιαίτεροι σταθμοί αποτέλεσαν η ενοποίηση των ασθενών με τις ηλεκτρομαγνητικές αλληλεπιδράσεις το 1959 κι η ανακάλυψη του μηχανισμού Higgs (Higgs mechanism), ο οποίος ήταν απαραίτητος για μια μαθηματικά συνεπή περιγραφή των αλληλεπιδράσεων. Το 1967 ο Weinberg συνέθεσε το μοντέλο ηλεκτρασθενούς ενοποίησης με το μηχανισμό Higgs παρουσιάζοντας για πρώτη φορά αυτό που σήμερα ονομάζεται Καθιερωμένο Πρότυπο (Standard Model) της φυσικής στοιχειωδών σωματιδίων, δηλαδή τη θεωρία που περιγράφει σχεδόν¹ όλα τα μικροσκοπικά φαινόμενα που έχουν σχέση με ηλεκτρομαγνητικές, ασθενείς και ισχυρές αλληλεπιδράσεις.

Εικόνα 2: Τα σωματίδια του Καθιερωμένου Προτύπου. [Πηγή: wikipedia]Μετά τις αρχές τις δεκαετίας του 1970, οι πιο σημαντικές καινοτομίες στο επίπεδο της θεωρίας αφορούν στην πρόταση της ύπαρξης της υπερσυμμετρίας (supersymmetry), στη θεωρία χορδών (string theory) και πληθώρα μοντέλων πέραν του καθιερωμένου προτύπου με εκτεταμένες συμμετρίες που αντιστοιχούν σε νέες αλληλεπιδράσεις, περισσότερες γενεές φερμιονίων κλπ, καμία απ’ τις οποίες δεν έχει ακόμα επαληθευτεί πειραματικά. Παράλληλα, στο πειραματικό κομμάτι απ’ τη δεκαετία του 1980 και μετά πραγματοποιούνται συνεχείς μετρήσεις ακριβείας σε μεγάλα πειράματα επιταχυντών, οι οποίες στη συντριπτική πλειοψηφία τους συμφωνούν με τις προβλέψεις του Καθιερωμένου Προτύπου με εκπληκτική ακρίβεια, όπως φαίνεται στην Εικ. 3.

Εικόνα 3: Μετρήσεις των ενεργών διατομών² διαφόρων διαδικασιών (πιθανότητας για την παραγωγή μιας συγκεκριμένης τελικής κατάστασης στη σύγκρουση πρωτονίου-πρωτονίου) σε διάφορες ενέργειες του LHC. Τα σημεία αναπαριστούν τις πειραματικές μετρήσεις ενώ τα χρωματιστά κουτιά τις θεωρητικές προβλέψεις. [Πηγή: ATL-PHYS-PUB-2024-011]Παρόλη την παντοκρατορία του Καθιερωμένου Προτύπου υπάρχουν αρκετές παρατηρήσεις οι οποίες δε μπορούν να εξηγηθούν από αυτό (Navas et al, 2024). Ποια λοιπόν είναι τα μεγάλα ανοιχτά ερωτήματα και πώς μπορούμε να προχωρήσουμε προς μια πιθανή εξήγησή τους;

ΠΩΣ ΑΠΟΚΤΟΥΝ ΜΑΖΑ ΤΑ ΝΕΤΡΙΝΑ;

Τα νετρίνα είναι σωματίδια τα οποία λαμβάνουν μέρος μόνο σε ασθενείς αλληλεπιδράσεις (επομένως αλληλεπιδρούν πολύ σπάνια με τη συνήθη ύλη). Ο Wolfgang Pauli πρότεινε για πρώτη φορά την ύπαρξή τους το 1930, για να εξηγήσει τη φαινόμενη παραβίαση διατήρησης της ενέργειας στη διάσπαση-β (beta decay). Η διάσπαση-β είναι μια διαδικασία που γίνεται μέσω της ασθενούς αλληλεπίδρασης, κατά την οποία ένα νετρόνιο μετατρέπεται σε ένα πρωτόνιο. Για τη διατήρηση του φορτίου επιβάλλεται μαζί με το πρωτόνιο να παράγεται ένα αρνητικά φορτισμένο σωμάτιο, ένα ηλεκτρόνιο σε μια αντίδραση της μορφής

$(A,Z)\rightarrow(A,Z+1)+e^-,$

όπου (Α, Ζ) ένας πυρήνας με Α πρωτόνια και νετρόνια και Ζ πρωτόνια. Λόγω διατήρησης της ορμής και της ενέργειας, η ενέργεια του ηλεκτρονίου στην παραπάνω αντίδραση θα έπρεπε να παίρνει μία συγκεκριμένη τιμή (περίπου ίση με τη διαφορά μαζών). Παρόλα αυτά, μετρήσεις του ενεργειακού φάσματος του ηλεκτρονίου (από τη Lise Meitner και τον Otto Hahn) έδειξαν ότι η ενέργεια του εκπεμπόμενου ηλεκτρονίου αντιστοιχεί σε ένα συνεχές φάσμα. Για να εξηγήσει το φαινόμενο αυτό, ο Pauli πρότεινε ότι στην αντίδραση αυτή παράγεται μαζί με το πρωτόνιο και το ηλεκτρόνιο ένα νέο αφόρτιστο σωματίδιο, το οποίο πήρε το όνομα νετρίνο.

Όπως και τα φορτισμένα λεπτόνια (ηλεκτρόνιο, μιόνιο, λεπτόνιο ταυ), έτσι και τα νετρίνα έχουν τρεις λεπτονικές γεύσεις, διαχωριζόμενα σε νετρίνα ηλεκτρονίου, μιονίου και ταυ. Αρχικά τα νετρίνα θεωρούνταν ως μη έχοντα μάζα, όπως τα φωτόνια. Στα τέλη της δεκαετίας του 1990 όμως τα πειράματα στο Sudbury Neutrino Observatory στον Καναδά και στο Super-Kamiokande στην Ιαπωνία παρατήρησαν ότι νετρίνα μιας γεύσης καθώς διαδίδονταν στο χώρο άλλαζαν γεύση με μία συγκεκριμένη περιοδικότητα. Αυτή η «ταλάντωση» των νετρίνων απέδειξε ότι τα νετρίνα πρέπει να «αισθάνονται» το πέρασμα του χρόνου και συνεπώς θα πρέπει να έχουν μη μηδενική μάζα (σύμφωνα με την ειδική σχετικότητα ένα σωματίδιο χωρίς μάζα κινείται συνεχώς με την ταχύτητα του φωτός και συνεπώς δεν μπορεί να αντιληφθεί το πέρασμα του χρόνου)³.

Το ερώτημα που γεννάται τώρα είναι τι προσδίδει στα νετρίνα τη μάζα τους; Είναι εύλογο να θεωρήσει κανείς ότι τα νετρίνα αποκτούν τη μάζα τους αλληλεπιδρώντας με το μποζόνιο Higgs, όπως τα υπόλοιπα σωματίδια του Καθιερωμένου Προτύπου. Ξέρουμε όμως ότι κατά την αλληλεπίδρασή τους με το μποζόνιο Higgs, η ιδιοστροφορμή των σωματιδίων αλλάζει φορά σε σχέση με την κατεύθυνση της κίνησής τους. Αυτό αποτελεί πρόβλημα, καθώς για όλα τα νετρίνα (αντι-νετρίνα) που έχουν παρατηρηθεί η κατεύθυνση της ιδιοστροφορμής τους είναι πάντα αντίθετη (ίδια) με τη φορά της κίνησης (δηλαδή τα νετρίνα είναι πάντα “αριστερόστροφα” ενώ τα αντι-νετρίνα πάντα “δεξιόστροφα”). Επομένως τα νετρίνα δεν μπορούν να αποκτούν μάζα όπως τα υπόλοιπα σωματίδια στο Καθιερωμένο Πρότυπο.

Μια άλλη δυνατότητα που υπάρχει είναι εφόσον τα νετρίνα είναι αριστερόστροφα και τα αντι-νετρίνα δεξιόστροφα, αν το νετρίνο είναι αντισωματίδιο του εαυτού του (είναι όπως λέμε σωματίδιο τύπου Majorana) θα μπορούσε να αποκτά μάζα μέσω του μηχανισμού Higgs. Σε αυτή την περίπτωση, περιμένουμε να δούμε αντιδράσεις όπως η διπλή διάσπαση-β χωρίς εκπομπή νετρίνων 2n → 2p + 2e^–, όπως φαίνεται στην Εικ. 4, η οποία παραβιάζει όμως τη διατήρηση του λεπτονικού αριθμού. Παρότι διάφορα πειράματα ψάχνουν γι’ αυτού του είδους τη διάσπαση, δεν έχει βρεθεί μέχρι σήμερα καμία ένδειξη για την ύπαρξή της.

Εικόνα 4: Διάγραμμα που αναπαριστά τη διπλή διάσπαση-β χωρίς εκπομπή νετρίνων. Στην τελική κατάσταση έχουμε δύο λεπτόνια (ηλεκτρόνια) ενώ στην αρχική κατάσταση δεν έχουμε λεπτόνια, με συνέπεια να παραβιάζεται ο λεπτονικός αριθμός. [Πηγή: wikipedia]Επομένως υπάρχουν τρεις δυνατότητες για να εξηγήσουμε το πώς τα νετρίνα αποκτούν μάζα (De Gouvea, 2016), (1) η ύπαρξη δεξιόστροφων νετρίνων, τα οποία δε λαμβάνουν μέρος σε ασθενείς αλληλεπιδράσεις, (2) η υπόθεση ότι τα νετρίνα είναι αντισωματίδια του εαυτού τους, η οποία οδηγεί στην παραβίαση του λεπτονικού αριθμού ή (3) η ύπαρξη ενός νέου μηχανισμού παραγωγής μάζας.

Διάφορα πειράματα που προσπαθούν να ανιχνεύσουν την ύπαρξη δεξιόστροφων νετρίνων ή τη διπλή διάσπαση-β χωρίς εκπομπή νετρίνων βρίσκονται σε εξέλιξη, αλλά μέχρι στιγμής δεν υπάρχει καμία σαφής ένδειξη για την ύπαρξή τους. Σε κάθε περίπτωση η επίλυση του ερωτήματος για τον τρόπο που τα νετρίνα αποκτούν μάζα απαιτεί την εισαγωγή νέας φυσικής πέραν του Καθιερωμένου Προτύπου.

ΓΙΑΤΙ ΔΕΝ ΠΑΡΑΤΗΡΟΥΜΕ ΣΥΓΚΕΝΤΡΩΣΕΙΣ ΑΝΤΙΥΛΗΣ ΣΤΟ ΟΡΑΤΟ ΣΥΜΠΑΝ;

Αν παρατηρήσουμε το ορατό Σύμπαν βλέπουμε γαλαξίες και νέφη από υδρογόνο και ήλιο, δηλαδή αντικείμενα που αποτελούνται απ’ τα σωματίδια ύλης, πρωτόνια νετρόνια και ηλεκτρόνια. Πουθενά δεν έχει παρατηρηθεί μεγάλη συγκέντρωση αντιύλης, δηλαδή αντικειμένων που να αποτελούνται από αντιπρωτόνια, αντινετρόνια και ποζιτρόνια. Αυτή η παρατήρηση είναι γνωστή με το όνομα ασυμμετρία ύλης-αντιύλης (ή βαρυονική ασυμμετρία).

Πώς μπορεί να προέκυψε αυτή η ασυμμετρία; Σύμφωνα με το Καθιερωμένο Πρότυπο της κοσμολογίας, τις πρώτες στιγμές μετά τη Μεγάλη Έκρηξη (Big Bang), το Σύμπαν περιήλθε σε μια περίοδο εκθετικής διαστολής, που ονομάζεται εποχή του πληθωρισμού (inflationary epoch), κατά την οποία ο όγκος του αυξήθηκε τουλάχιστον κατά ένα παράγοντα της τάξης του 10⁷⁸. Η τεράστια αύξηση του όγκου του Σύμπαντος είχε ως αποτέλεσμα την εξάλειψη οποιασδήποτε ασυμμετρίας μεταξύ ύλης κι αντιύλης, η οποία ενδεχομένως να υπήρχε μέχρι τότε. Επομένως η ασυμμετρία που παρατηρούμε σήμερα θα πρέπει να δημιουργήθηκε είτε στο τέλος του πληθωρισμού είτε μετά το τέλος του. Η πρώτη υπόθεση (πληθωριστική βαρυογένεση) είναι δύσκολο να ελεγχθεί πειραματικά, καθώς οι ενέργειες που επικρατούσαν κατά τον πληθωρισμό είναι 10¹³ φορές μεγαλύτερες απ’ την ενέργεια των σημερινών επιταχυντών αλλά κι επειδή ο ίδιος ο πληθωρισμός δεν έχει ακόμα εξακριβωθεί πειραματικά. Απομένει επομένως το ενδεχόμενο να δημιουργήθηκε η ασυμμετρία μετά το τέλος του πληθωρισμού από αλληλεπιδράσεις που παράγουν περισσότερη ύλη απ’ ότι αντιύλη.

Οι απαραίτητες συνθήκες για να παράγει μια αλληλεπίδραση περισσότερη ύλη από αντιύλη είναι οι αποκαλούμενες τρείς συνθήκες Sakharov: (1) να παραβιάζει το βαρυονικό αριθμό, (2) να παραβιάζει τη συμμετρία μεταξύ σωματιδίων κι αντισωματιδίων (συμμετρίες C και CP) και (3) να συμβαίνει εκτός θερμικής ισορροπίας. Στο Καθιερωμένο Πρότυπο οι μόνες αλληλεπιδράσεις που ικανοποιούν τις συνθήκες αυτές είναι οι ασθενείς, παρόλα αυτά έχει αποδειχθεί ότι η ασυμμετρία μεταξύ σωματιδίων κι αντισωματιδίων στις ασθενείς αλληλεπιδράσεις είναι πολύ μικρότερη απ’ ότι χρειάζεται για να εξηγηθεί η παρατηρούμενη ασυμμετρία ύλης-αντιύλης στο Σύμπαν⁴. Τα παραπάνω καταδεικνύουν ότι η εξήγηση της ασυμμετρίας ύλης-αντιύλης απαιτεί νέα φυσική πέραν του Καθιερωμένου Προτύπου.

Δεκάδες θεωρίες έχουν προταθεί για να εξηγήσουν την ασυμμετρία ύλης-αντιύλης (Riotto, 1998; Barbieri et al, 2000). Οι περισσότερες απ’ αυτές προβλέπουν την ύπαρξη νέων αλληλεπιδράσεων που συμβαίνουν σε πολύ υψηλές ενέργειες και συνεπώς είναι αδύνατον να ελεγχθούν πειραματικά με τις σημερινές τεχνικές. Ιδιαίτερο ενδιαφέρον παρουσιάζουν θεωρίες που είναι ελέγξιμες στους σημερινούς επιταχυντές. Για παράδειγμα η θεωρία της ηλεκτρασθενούς βαρυογένεσης προβλέπει ότι η συνθήκη μη ισορροπίας που χρειάζεται για τη βαρυογένεση δημιουργείται μέσω του μηχανισμού Higgs. Αυτές οι θεωρίες προβλέπουν την ύπαρξη περισσοτέρων μποζονίων Higgs εντός της εμβέλειας του Μεγάλου Αδρονικού Επιταχυντή (Large Hadron Collider, LHC). Παρά τις έρευνες κανένα απ’ αυτά τα μποζόνια δεν έχει ακόμα ανακαλυφθεί.

Τέλος εφόσον χρειάζονται τρεις συνθήκες για την πραγματοποίηση της βαρυογένεσης, η εξήγηση του φαινομένου μπορεί να αποδειχθεί πολύ πιο σύνθετη απ’ ότι φανταζόμαστε, απαιτώντας τρία διαφορετικά μοντέλα νέας φυσικής για την πραγματοποίηση κάθε μιας από τις τρεις συνθήκες του Sakharov.

ΤΙ ΕΙΝΑΙ Η ΣΚΟΤΕΙΝΗ ΥΛΗ;

Στις αρχές της δεκαετίας του 1930, ο Σουηδός αστρονόμος Knut Lundmark κι ο Ελβετός φυσικός Fritz Zwicky υπολόγισαν από μετρήσεις της φωτεινότητας και της περιστροφικής ταχύτητας γαλαξιών και γαλαξιακών σμηνών το λόγο της φωτοβολούσας μάζας προς την ολική (βαρυτική) μάζα τους και απεφάνθησαν ότι η ολική μάζα είναι δεκάδες φορές μεγαλύτερη απ’ τη φαινόμενη. Το έλλειμα μάζας το απέδωσαν σε ένα νέο τύπο ύλης που ονόμασαν σκοτεινή ύλη (dark matter), εικάζοντας ότι επρόκειτο για σκοτεινά νέφη, μετεωρίτες, σβησμένα άστρα κλπ.

Οι φαινομενικά παράδοξες αυτές παρατηρήσεις ξεχάστηκαν απ’ την επιστημονική κοινότητα για πάνω από σαράντα χρόνια, μέχρι που νέες μετρήσεις των ταχυτήτων περιστροφής του γαλαξία της Ανδρομέδας απ’ τη Vera Rubin και τον Kent Ford επιβεβαίωσαν ότι οι εξωτερικές περιοχές των γαλαξιών περιστρέφονται πολύ πιο γρήγορα απ’ ότι προβλέπει η Νευτώνεια φυσική, δεδομένης της φωτοβολούσας μάζας τους. Αργότερα, μετρήσεις ακριβείας της κοσμικής ακτινοβολίας υποβάθρου (δηλ. του διάχυτου φωτός που παρατηρούμε απ’ την εποχή που τα ηλεκτρόνια δεσμεύτηκαν σε άτομα και το Σύμπαν έγινε ηλεκτρικά ουδέτερο), μετρήσεις του βαρυτικού πεδίου συγκρουόμενων γαλαξιακών σμηνών και πολλές άλλες αστρονομικές παρατηρήσεις απέδειξαν αδιάσειστα ότι η συνήθης βαρυονική ύλη που παρατηρούμε και απ’ την οποία είναι φτιαγμένα τα άστρα και οι γαλαξίες δεν αποτελεί παρά το 1/5 της συνολικής ύλης του Σύμπαντος (βλ. Εικ. 5).

Εικόνα 5: (Αριστερά) Σύγκριση των πειραματικών μετρήσεων περιστροφικών ταχυτήτων ενός γαλαξία (σημεία) με την ταχύτητα που προβλέπεται απ’ τη θεωρία βάσει της φαινόμενης μάζας (διακεκομμένη γραμμή) [Πηγή: wikipedia]. (Δεξιά) Σύγκριση των πειραματικών μετρήσεων του φάσματος της κοσμικής ακτινοβολίας υποβάθρου (κόκκινα σημεία) με τις προβλεπόμενες τιμές (γραμμές) για διάφορες τιμές της σχετικής πυκνότητας βαρυονικής ύλης. [Πηγή: https://ned.ipac.caltech.edu/level5/March10/Garrett/Garrett3.html]Το ερώτημα που γεννάται είναι από τι αποτελούνται τα υπόλοιπα 4/5, δηλαδή ποια είναι η μικροσκοπική σύσταση της σκοτεινής ύλης; Το ερώτημα αυτό παραμένει μέχρι σήμερα αναπάντητο, παρόλα αυτά από διάφορες παρατηρήσεις μπορούμε να εξάγουμε κάποιες απ’ τις ιδιότητές της. Για παράδειγμα, γνωρίζουμε ότι η σκοτεινή ύλη πρέπει να
- είναι σταθερή, με χρόνο ημιζωής πάνω από 10 φορές μεγαλύτερο απ’ την ηλικία του Σύμπαντος
- είναι ηλεκτρικά ουδέτερη (το μέγιστο ηλεκτρικό φορτίο που μπορεί να έχει είναι δέκα χιλιάδες φορές μικρότερο απ’ το φορτίο του ηλεκτρονίου)
- κινείται αργά (έχει αποδειχτεί ότι αν η σκοτεινή ύλη κινείται γρήγορα, εμποδίζει τη δημιουργία γαλαξιών)
- είναι μη βαρυονική, δηλαδή δεν αποτελείται απ’ τα συνήθη σωματίδια του Καθιερωμένου Προτύπου
- μην αποτελείται πλήρως από μαζικά αστρονομικά αντικείμενα (MACHO) όπως αστροφυσικές μαύρες τρύπες, αστέρες νετρονίων, καφέ νάνοι, πλανήτες κλπ)
Καθώς οι πρώτες μετρήσεις απ’ τις οποίες εξήχθει η υπόθεση της σκοτεινής ύλης βασίζονταν στην εφαρμογή της βαρυτικής θεωρίας του Einstein (που ανάγεται στη συνήθη Νευτώνεια βαρύτητα για το συγκεκριμένο πρόβλημα) κάποιοι υποστήριξαν ότι οι αποκλίσεις που παρατηρήθηκαν σε μεγάλες αποστάσεις απ’ το κέντρο των γαλαξιών υποδεικνύουν την ανεπάρκεια της Νευτώνειας βαρύτητας, προτείνοντας μια τροποποιημένη θεωρία βαρύτητας. Παρόλα αυτά οι θεωρίες αυτές δεν μπορούσαν να περιγράψουν ικανοποιητικά όλες τις παρατηρήσεις και συνεπώς η ιδέα της περιγραφής των αστρονομικών παρατηρήσεων που διαθέτουμε αποκλειστικά και μόνο βάσει μιας τροποποιημένης βαρύτητας χωρίς την εισαγωγή της σκοτεινής ύλης (MoND) έχει πρακτικά εγκαταληφθεί.

Οι θεωρίες που απομένουν ως πιθανή εξήγηση της σκοτεινής ύλης αρκούν για να γεμίσουν αρκετούς τόμους βιβλίων. Το εύρος των πιθανών μαζών σωματιδίων σκοτεινής ύλης καλύπτει πάνω από 80 τάξεις μεγέθους, από 10^-58 μέχρι 10³⁰ kg, επομένως απαιτούνται πολλές παρατηρήσεις με διαφορετικές τεχνικές σε πληθώρα πειραμάτων για την κατανόηση της φύσης της.

Στην περιοχή μεγάλων μαζών όπου περιμένουμε η σκοτεινή ύλη να αποτελείται από αρχέγονες μαύρες τρύπες που δημιουργήθηκαν πολύ πριν τα πρώτα άστρα (Arbey, 2024; Escriva et al., 2024), οι κύριες μέθοδοι ανίχνευσης βασίζονται κυρίως σε αστρονομικές μετρήσεις όπως βαρυτικά κύματα, βαρυτικούς φακούς και στη μελέτη του αντίκτυπου της ακτινοβολίας Hawking στην κοσμική ακτινοβολία υποβάθρου. Στις υπόλοιπες περιοχές υπάρχουν τρία είδη πειραμάτων: (1) άμεσης ανίχνευσης (Billard et al, 2022), (2) έμμεσης ανίχνευσης (Gaskins, 2016) και (3) παραγωγής σκοτεινής ύλης σε επιταχυντές (Boveia and Doglioni, 2018; Argyropoulos et al., 2011). Στα πειράματα άμεσης ανίχνευσης, τεράστια δοχεία γεμισμένα με ευγενή υγρά (πχ. υγρό ξένο) τοποθετούνται σε ορυχεία, για να προστατευθούν απ’ την επήρεια της κοσμικής ακτινοβολίας, και στοχεύουν στην ανίχνευση της ανάκρουσης ενός ατόμου του ευγενούς υγρού το οποίο θα συγκρουστεί με ένα σωματίδιο σκοτεινής ύλης στο γαλαξία. Στα πειράματα έμμεσης ανίχνευσης, επίγεια και διαστημικά τηλεσκόπια ακτίνων-γ, νετρίνων και κοσμικών ακτίνων προσπαθούν να ανιχνεύσουν τα προϊόντα απ’ την εξαΰλωση ενός ζεύγους σωματιδίου-αντισωματιδίου σκοτεινής ύλης. Τέλος στους επιταχυντές προσπαθούμε να ανιχνεύσουμε σήματα ελλείματος ενέργειας που αναμένονται να δημιουργηθούν απ’ τα σωματίδια σκοτεινής ύλης αν αυτά παραχθούν στις συγκρούσεις πρωτονίων.

Παρά τις πολύχρονες έρευνες δεν υπάρχει ακόμα καμία ένδειξη για την ανίχνευση ενός σωματιδίου που να έχει τις κατάλληλες ιδιότητες για να εξηγήσει τη σκοτεινή ύλη, πολλές απ’ τις προταθείσες θεωρίες έχουν ωστόσο αποκλειστεί. Το σίγουρο είναι ότι η διαλεύκανση του μυστηρίου της σκοτεινής ύλης θα αποτελέσει μια απ’ τις μεγαλύτερες ανακαλύψεις της φυσικής.

ΤΙ ΕΙΝΑΙ Η ΣΚΟΤΕΙΝΗ ΕΝΕΡΓΕΙΑ

Στα τέλη της δεκαετίας του 1920 με μια σειρά από αστρονομικές μετρήσεις και θεωρητικές ερμηνείες οι Knut Lundmark, Georges Lemaitre και Edwin Hubble απέδειξαν ότι το ορατό μέρος του Σύμπαντος διαστέλεται. Θα περίμενε κανείς λόγω της βαρυτικής έλξης των γαλαξιών η διαστολή αυτή να επιβραδύνεται. Παρόλα αυτά, προς έκπληξη όλων, το 1998 δύο ερευνητικές ομάδες, το Supernova Cosmology Project με επικεφαλής τον Saul Perlmutter, και το High-Z Supernova Search Team, με επικεφαλής τους Brian Schmidt και Adam Riess, ανακάλυψαν ότι η διαστολή επιταχύνεται. Εφόσον σε κοσμικές αποστάσεις η μόνη δύναμη που έχει σημασία είναι η βαρυτική, τι μπορεί να είναι αυτό που σα μια δύναμη αντιβαρύτητας οδηγεί στην επιταχυνόμενη διαστολή του Σύμπαντος; Ο λόγος δεν έχει ακόμα αποσαφηνιστεί αλλά του έχει αποδοθεί ο όρος σκοτεινή ενέργεια (dark energy).

Ο αριθμός των θεωριών που προσπαθούν να εξηγήσουν τη σκοτεινή ενέργεια είναι τεράστιος (Brax, 2018). Για να εξηγήσει κάποιος τη σκοτεινή ενέργεια μπορεί να εισάγει νέα πεδία (βαθμωτά όπως το πεδίο Higgs, διανυσματικά όπως το φωτόνιο ή τανυστικά όπως το βαρυτικό πεδίο) ή νέες χωρικές διαστάσεις, να τροποποιήσει τη μορφή των εξισώσεων πεδίου Einstein κλπ. Καθώς οι τροποποιήσεις αυτές έχουν επιπτώσεις κυρίως στη βαρύτητα και συνεπώς στην κοσμολογία (εξέλιξη του Σύμπαντος), κυριαρχεί η αντίληψη ότι το πρόβλημα της σκοτεινής ενέργειας δεν έχει σχέση με τη φυσική στοιχειωδών σωματιδίων. Παρόλα αυτά δε μπορεί κανείς να παραβλέψει ότι κβαντικές διακυμάνσεις των πεδίων που δημιουργούν τα στοιχειώδη σωματίδια συμβάλουν στη δημιουργία μιας ενεργούς κοσμολογικής σταθεράς, η οποία μπορεί να παίξει το ρόλο της σκοτεινής ενέργειας (μάλιστα είναι η επικρατέστερη θεωρία για την εξήγηση της σκοτεινής ενέργειας). Και το πρόβλημα εδώ έγκειται στο γεγονός ότι ο υπολογισμός της κοσμολογικής σταθεράς βάσει κβαντικής θεωρίας πεδίου δίνει ένα νούμερο 50 με 120 τάξεις μεγέθους μεγαλύτερο απ’ το παρατηρούμενο! Αυτό είναι γνωστό ως πρόβλημα της κοσμολογικής σταθεράς (Weinberg, 1989), το οποίο θα πρέπει να επιλυθεί.

Πέραν αυτού, είναι γνωστό ότι διάφορες θεωρίες που προβλέπουν νέα σωματίδια που αλληλεπιδρούν με το βαρυτικό πεδίο, νέες διαστάσεις ή τροποποιήσεις της γενικής σχετικότητας θα μπορούσαν να ανιχνευτούν στους επιταχυντές (Brax et al, 2009; Brax et al, 2016) είτε άμεσα (ως νέα σωματίδια) είτε έμμεσα μέσω της επίπτωσής τους στις μετρούμενες ιδιότητες των σωματιδίων του Καθιερωμένου Προτύπου (Burrage et al 2018; Argyropoulos et al., 2024). Επομένως, η σωματιδιακή φυσική μπορεί να παρέχει επιπλέον πληροφορία στην εξιχνίαση αυτού του εξαιρετικά δύσκολου προβλήματος.

ΑΛΛΑ ΘΕΩΡΗΤΙΚΑ ΖΗΤΗΜΑΤΑ

Πέραν των παραπάνω ερωτημάτων που προέκυψαν από πειραματικές παρατηρήσεις που δεν μπορούν να εξηγηθούν βάσει των θεωριών που διαθέτουμε, υπάρχει μια σειρά από άλλα προβλήματα που αναδύονται στο κομμάτι της θεωρητικής ερμηνείας του Καθιερωμένου Προτύπου.

Το πιο γνωστό είναι το λεγόμενο πρόβλημα της ιεραρχίας (hierarchy problem), σύμφωνα με το οποίο κβαντικές διορθώσεις που επηρεάζουν τη μάζα των σωματιδίων οδηγούν τη μάζα του Higgs σε μια τιμή πολλές τάξεις μεγέθους υψηλότερη απ’ ότι η μετρούμενη. Η πιο διάσημη προτεινόμενη λύση του προβλήματος εισάγει την υπόθεση της υπερσυμμετρίας, μιας συμμετρίας που σε κάθε γνωστό φερμιόνιο/μποζόνιο αντιστοιχεί ένα νέο μποζόνιο/φερμιόνιο, διπλασιάζοντας έτσι τον αριθμό των σωματιδίων του Καθιερωμένου Προτύπου. Παρά τις έρευνες για υπερσυμμετρία σε επιταχυντές, καμία ένδειξη δεν έχει προκύψει μέχρι σήμερα.

ΑΝΤΙ ΕΠΙΛΟΓΟΥ: ΠΩΣ ΜΠΟΡΟΥΜΕ ΝΑ ΑΝΑΚΑΛΥΨΟΥΜΕ ΝΕΑ ΦΥΣΙΚΗ;

Η ιστορία μας δείχνει ότι μεγάλες ανακαλύψεις στη σωματιδιακή φυσική προέκυψαν είτε δοκιμάζοντας τα όρια εφαρμογής των ισχυουσών θεωριών (π.χ. ανακάλυψη παραβίασης ομοτιμίας στις ασθενείς αλληλεπιδράσεις), είτε από την προσπάθεια πειραματικής επιβεβαίωσης των προβλέψεων νέων θεωριών (π.χ. ποζιτρόνιο, μποζόνιο Higgs) είτε από μετρήσεις ακριβείας που αποκάλυψαν την ανάγκη επέκτασης της θεωρίας (π.χ. διάσπαση καονίων που οδήγησε στην πρόβλεψη του χαριτωμένου κουαρκ).

Είδαμε ότι πολλές φορές στην ιστορία της φυσικής χρειάστηκαν δεκαετίες για να παρουσιαστεί μια αναπάντεχη παρατήρηση ή να επιβεβαιωθεί μια θεωρία. Μάλιστα τις τελευταίες δεκαετίες, οι μεγάλες ανακαλύψεις όχι μόνο στη σωματιδιακή φυσική αλλά και σε άλλους κλάδους όπως η αστρονομία/κοσμολογία, τείνουν να γίνονται όχι από μεμονωμένους ερευνητές αλλά από μεγάλες πειραματικές κοινοπραξίες, οι οποίες χρειάζονται τους κατάλληλους υλικούς και ανθρώπινους πόρους για να λειτουργήσουν. Αυτό οφείλεται στο γεγονός ότι σωματίδια που δεν έχουν ακόμα ανακαλυφθεί είναι είτε πολύ βαριά είτε αλληλεπιδρούν πολύ ασθενώς επομένως για την παρατήρησή τους χρειάζονται πολύ μεγάλες ενέργειες ή δέσμες μεγάλης έντασης που απαιτούν την κατασκευή πολύπλοκων πειραματικών εγκαταστάσεων.

Πολλά νέα πειράματα νετρίνων, μελλοντικοί επιταχυντές και διαστημικές αποστολές που μπορεί να λύσουν κάποια απ’ τα παραπάνω μυστήρια βρίσκονται ήδη υπό σχεδίαση. Μέσα από αυτή την αέναη ερευνητική δραστηριότητα παράγεται όχι μόνο νέα γνώση που προάγει την επιστήμη και ικανοποιεί τις πηγαίες φιλοσοφικές αναζητήσεις τις ανθρωπότητας, αλλά και πλείστες εφαρμογές που βελτιώνουν την καθημερινή μας ζωή (παγκόσμιος ιστός, τομογραφία ποζιτρονίων, οθόνες αφής κ.ά.).

Δε μπορούμε να πούμε πώς και πότε θα εμφανιστεί η επόμενη ανακάλυψη. Ακολουθώντας τον Hubble απλά «εξοπλιζόμαστε με τις πέντε αισθήσεις μας και παρατηρούμε τον κόσμο γύρω μας, ονομάζοντας αυτή την περιπέτεια Επιστήμη».

ΣΗΜΕΙΩΣΕΙΣ

[1] Το “σχεδόν” εδώ αναφέρεται σε φαινόμενα τα οποία συμβαίνουν σε ενέργειες στις οποίες δεν έχουν ανακαλυφθεί ακριβείς μαθηματικές τεχνικές για τον υπολογισμό παρατηρήσιμων μεγεθών. Για παράδειγμα η σταθερά σύζευξης της ισχυρής αλληλεπίδρασης σε μικρές ενέργειες γίνεται τόσο μεγάλη που καθιστά αδύνατους τους θεωρητικούς υπολογισμούς στην κβαντική θεωρία πεδίου.

[2] Η ενεργός διατομή είναι ανάλογη της πιθανότητας παραγωγής μιας συγκεκριμένης τελικής κατάστασης κατά τη σύγκρουση δύο σωματιδίων (στην προκειμένη περίπτωση πρωτονίων).

[3] Η ανακάλυψη αυτή τιμήθηκε με βραβείο Νομπέλ (2015), το πρώτο μάλιστα που απονεμήθηκε σε εκπροσώπους πειραματικών κοινοπραξιών.

[4] Αυτό αναφέρεται στον τομέα των κουαρκς, για τον οποίον υπάρχουν ακριβείς μετρήσεις της παραβίασης της συμμετρίας CP. Ένα ενδεχόμενο που αποτελεί αντικείμενο εντατικής έρευνας είναι να παραβιάζεται αρκετά η ασυμμετρία ύλης-αντιύλης στις αλληλεπιδράσεις νετρίνων ώστε να δημιουργεί στο πρώιμο Σύμπαν περίσσεια λεπτονίων (λεπτογέννεση).

ΕΥΧΑΡΙΣΤΙΕΣ

Ευχαριστούμε τον Καθηγητή Σπύρο Τζαμαρία (ΑΠΘ) και τον Δρ. Νίκο Ρομποτή (Πανεπιστήμιο Liverpool) που με τις υποδείξεις τους βοήθησαν στη βελτίωση του άρθρου. Τυχόν λάθη βαραίνουν τον συγγραφέα.ΒΙΒΛΙΟΓΡΑΦΙΑ

ΕΛΛΗΝΟΓΛΩΣΣΗ

Bartusiak, M., 2022. Η μέρα που ανακαλύψαμε το Σύμπαν. Θεσσαλονίκη: ΡΟΠΗ.

Gagnon, P., 2022. Ποιος κυνηγάει το Higgs. Μια οδύσσεια του μικρόκοσμου. Θεσσαλονίκη: ΡΟΠΗ.

Weinberg, S., 2017. Τα τρία πρώτα λεπτά. Θεσσαλονίκη: ΡΟΠΗ.

Weinberg, S., 2019. Σκέψεις με θέα τη λίμνη, Ο κόσμος μας και το Σύμπαν. Θεσσαλονίκη: ΡΟΠΗ.

ΞΕΝΟΓΛΩΣΣΗ

Arbey, A., 2024. Primordial black holes: a small review. https://doi.org/10.48550/arXiv.2405.08624

Argyropoulos, S., Brandt, O., Haisch, U., Collider Searches for Dark Matter through the Higgs Lens, 2011. Symmetry 13(12), 2406. https://doi.org/10.3390/sym13122406

Argyropoulos, S., Burrage, C., Englert, C., 2024. Density dependent displaced vertex signatures as a novel probe of light dark sector scalars at the LHC. JCAP 2024(06), 046. https://doi.org/10.1088/1475-7516/2024/06/046

Barbieri, R., et al, 2000. Baryogenesis through Leptogenesis, Nucl.Phys.B 575, 61-77. https://doi.org/10.1016/S0550-3213(00)00011-0

Billard, J. et al, 2022. Direct detection of dark matter—APPEC committee report, Rept.Prog.Phys. 85(5), 056201. https://doi.org/10.1088/1361-6633/ac5754

Boveia, A., Doglioni, C., 2018. Dark Matter searches at Colliders, Ann.Rev.Nucl.Part.Sci. 68, 429-459. https://doi.org/10.1146/annurev-nucl-101917-021008

Brax, P., et al, 2009. Collider constraints on interactions of dark energy with the Standard Model. JHEP 09 (2009) 128. https://doi.org/10.1088/1126-6708/2009/09/128

Brax, P., et al, 2016. LHC Signatures Of Scalar Dark Energy, Phys.Rev.D 94(8), 084054, DOI: https://doi.org/10.1103/PhysRevD.94.084054

Brax, P., 2018. What makes the Universe accelerate? A review on what dark energy could be and how to test it. Rep. Prog. Phys. 81 016902. https://doi.org/10.1088/1361-6633/aa8e64

Burrage, C., et al, 2018. Fifth forces, Higgs portals and broken scale invariance. JCAP, 2018(11), 036. https://doi.org/10.1088/1475-7516/2018/11/036

De Gouvea, A., 2016. Neutrino mass models, Ann.Rev.Nucl.Part.Sci. 66, 197-217. https://doi.org/10.1146/annurev-nucl-102115-044600

Escriva, A., Kuhnel, F., Tada, Y., 2024. Primordial Black Holes in Black Holes in the Era of Graviataitonal-Wave Astronomy, 261-377. https://doi.org/10.1016/B978-0-32-395636-9.00012-8

Gaskins, J., M., 2016. A review of indirect searches for particle dark matter. Contemp.Phys. 57(4), 496-525. https://doi.org/10.1080/00107514.2016.1175160

Panek, R., 2011. The 4% Universe, Dark Matter, Dark Energy, and the Race to Discover the Rest of Reality. Boston: Mariner Books.

Riotto, A., 1998. Theories of baryogenesis, CERN-TH-98-204. https://doi.org/10.48550/arXiv.hep-ph/9807454

Weinberg, S., 1989. The Cosmological Constant Problem. Rev.Mod.Phys. 61, 1-23. https://doi.org/10.1103/RevModPhys.61.1
September 14, 2024