Тъмна материя
Учените сега възприемат идеята, че 90% от масата във Вселената е във форма на материя, която не може да се види.
Въпреки изчерпателните карти на близката вселена, които покриват спектъра от радио до гама лъчи, ние сме в състояние да отчетем само 10% от масата, която трябва да е там. Както Брус Х. Маргон, астроном от Вашингтонския университет, каза пред New York Times през 2001: Това е доста неудобна ситуация, да признаем, че не можем да намерим 90 процента от Вселената.
Терминът, даден на тази липсваща маса , е тъмна материя и тези две думи доста добре обобщават всичко, което знаем за него на този етап. Ние знаем, че има материя , защото можем да видим ефектите от нейното гравитационно влияние. Материята обаче не излъчва забележимо електромагнитно излъчване, следователно е тъмна. Съществуват няколко теории за обяснение на липсващата маса, вариращи от наличието на екзотични субатомни частици до популация от изолирани черни дупки или до по-малко екзотични кафяви и бели джуджета. Терминът липсваща маса може да е подвеждащ, тъй като самата маса не липсва, а само нейното светлинно излъчване. Но какво точно е тъмната материя и как наистина знаем, че съществува, ако не можем да го видим?
Историята започва през 1933 г., когато астрономът Фриц Цвики изучава движението на далечни и масивни клъстери от галактики, по-специално клъстерът Кома и клъстерът Дева. Цвики оцени масата на всяка галактика в клъстера въз основа на тяхната яркост и сумира всички маси на галактиката, за да получи общата маса на купа. След това той направи втора, независима оценка на масата на купа, базирана на измерване на разпространението на скоростите на отделните галактики в клъстера. За негова изненада тази втора оценка на динамичната маса беше 400 пъти по-голяма от оценката въз основа на светлината на галактиката.
Въпреки че по времето на Цвики доказателствата бяха убедителни, едва през 70-те години учените започнаха да изследват това несъответствие изчерпателно. По това време съществуването на Тъмната материя започна да се приема сериозно. Съществуването на такава материя не само би разрешило проблемът със дефицита на маса в галактическите клъстери; но също би имало много по-обхватни последици за еволюцията и съдбата на самата вселена.
Друго явление, което предполага наличието на тъмна материя, са ротационните криви на спиралните галактики. Спиралните галактики съдържат голяма популация от звезди, които имат почти кръгова орбита около галактическия център, подобно на планетите, които обикалят около звезда. Както при планетарните орбити, звездите с по-големи галактически орбити се очаква, да имат по-бавни орбитални скорости (това е твърдение на 3-тия закон на Кеплер). Всъщност, Третият закон на Кеплер се прилага само за звезди близо до периметъра на спирална галактика, тъй като предполага, че масата, включена в орбитата е постоянна.
Астрономите обаче са направили наблюдения на орбиталните скорости на звездите във външните части на голям брой спирални галактики и нито една от тях не следва 3-тия закон на Кеплер, както се очаква. Вместо да се отместят на по-големи радиуси, орбиталните скорости остават забележително постоянни. Изводът е, че масата, включена в орбити с по-голям радиус, се увеличава, дори за звезди, които очевидно са близо до ръба на галактиката. Докато те са близо до ръба на светещата част на галактиката, галактиката има масов профил, който очевидно продължава далеч отвъд регионите, заети от звезди.
Ето още един начин да мислим за това: Помислете за звездите близо до периметъра на спирална галактика. Те имат типични наблюдавани орбитални скорости от 200 километра в секунда. Ако галактиката се състоеше само от материята, която виждаме, тези звезди много бързо ще излетят от галактиката, защото техните орбитални скорости са четири пъти по-големи от скоростта, необходима за откъсване от галактиката. Тъй като галактиките не се разпадат, трябва да има маса в галактиката, която не отчитаме, когато събираме всички видими части.
Няколко теории се появиха в литературата за обяснение на липсващата маса като теориите WIMP (Weakly Interacting Massive Particles) или (Слабо взаимодействащи масивни частици), MACHO (MAssive Compact Halo Objects) (Масивни компактни хало обекти), първични, примордиални черни дупки, масивни неутрино и други, всяка със своите плюсове и минуси. Нито една теория все още не е приета от астрономическата общност, тъй като засега не разполагаме със средствата за достатъчни убедително тестване на теориите една спрямо друга.
Можете да видите галактическите купове, които професор Цвики е изследвал, за да открие тъмната материя. Използвайте инструмента на Намиране на обект (F), за да центрирате върху M 87 , за да намерите клъстера Дева, и върху NGC 4884 , за да намерите клъстерът Кома. Може да се наложи да увеличите, за да видите галактиките. Обърнете внимание, че клъстерът Дева изглежда много по-голям на небето. В действителност Coma е по-големият клъстер; но изглежда по-малък, защото е по-далеч.