Ciemna materia
Naukowcy są przekonani, że 90% masy Wszechświata jest w formie materii, której nie można zobaczyć.
Pomimo zaawansowanych map wszechświata pokrywających pasmo od promieni radiowych do promieni gamma, jesteśmy tam w stanie znaleźć tylko 10% masy. Astronom Bruce H. Margon z Uniwersytetu w Waszyngtonie powiedział w 2001 dla New York Times: Żenujące jest, że musimy przyznać, że nie możemy znaleźć 90 procent wszechświata.
Ta brakująca masa nazywana jest ciemną materia. Te dwa słowa całkiem dobrze podsumowują wszystko, co o niej wiemy w tym momencie. Wiemy, że to materia, gdyż można zaobserwować jej wpływ grawitacyjny. Jednakże nie emituje ona żadnego wykrywalnego promieniowania elektromagnetycznego, dlatego jest ciemna. Istnieje kilka teorii na temat brakującej masy, od egzotycznych cząstek subatomowych, przez teorie izolowanych czarnych dziur, do mniej egzotycznych brązowych i białych karłów. Termin brakująca masa może być mylący, gdyż to nie samej masy brakuje, ale jej światła Czym dokładnie jest ciemna materia i skąd wiemy, że naprawdę istnieje, jeżeli nie można jej zobaczyć?
Historia rozpoczyna się w 1933, gdy Fritz Zwicky studiował ruchy odległych, masywnych skupisk galaktyk, szczególnie gromady w Warkoczu Bereniki i Pannie. Zwicky oszacował masę każdej galaktyki w gromadzie bazując na jej jasności, po czym dodał masy wszystkich galaktyk, by otrzymać masę całego skupiska. Następnie dokonał drugiego oszacowania, tym razem bazującego na prędkościach poszczególnych galaktyk. Jego zdziwienie wywołało to, że to drugie oszacowanie masy dynamicznej dawało wynik 400 razy większy niż oszacowanie bazujące na jasności galaktyki.
Od czasów Zwicky'iego aż do lat siedemdziesiątych naukowcy nie zajmowali się szczegółowym badaniem tej rozbieżności. Wtedy też zaczęto poważnie traktować istnienie ciemnej materii. Obecność takiej materii nie tylko rozwiązałaby problem deficytu masy w skupiskach galaktyk; miałaby znacznie poważniejsze konsekwencje dla ewolucji i losu Wszechświata.
Innym fenomenem sugerującym istnienie ciemnej materii są rotacyjne zakręty galaktyk spiralnych. Galaktyki spiralne zawierają sporą liczbę gwiazd krążących wokół jądra galaktyki po prawie okrągłych orbitach, tak jak planety krążą wokół gwiazd. Tak jak orbity planet, gwiazdy o większych orbitach mają mniejsze prędkości orbitalne (to po prostu 3 prawo Keplera). Uściślając, 3 prawo Keplera odnosi się jedynie do gwiazd leżących na obrzeżach galaktyk spiralnych, ponieważ zakłada ono, że masa, którą otacza orbita, jest stała.
Jednakże astronomowie poczynili obserwację prędkości orbitalnej gwiazd na obrzeżach sporej liczby galaktyk spiralnych i żadna z nich nie spełniała 3 prawa Keplera. Prędkości zamiast zmniejszać się wraz ze wzrostem promienia, pozostają stałe. Implikacją tego jest to, że masa wewnątrz orbity o większych promieniach zwiększa się, nawet dla gwiazd które są blisko krawędzi galaktyki. Znajdują się one blisko końca świecącej części galaktyki, profil masy galaktyk wyraźnie wykracza jednak poza rejony zajmowane przez gwiazdy.
Istnieje też inne podejście. Rozważamy gwiazdy blisko obrzeży galaktyk spiralnych z typowymi prędkościami 200 kilometrów na sekundę. Jeżeli galaktyki składałyby się tylko z materii, którą widzimy, gwiazdy szybko wyleciałyby z galaktyk, gdyż ich prędkości orbitalne byłyby 4 razy większe niż prędkość ucieczki galaktyki. Jako że nie widać, żeby galaktyki się rozpadały, musi istnieć masa w galaktyce, której nie bierzemy pod uwagę, gdy sumujemy wszystkie widoczne jej części.
W literaturze pojawiło się kilka pozycji próbujących rozwiązać problem brakującej masy, takie jak WIMP (Weakly Interacting Massive Particles, cząsteczki masywne słabo oddziałujące), MACHO (MAssive Compact Halo Objects, Masywne obiekty halo), pierwotne czarne dziury, masywne neutrina i inne; każda mająca zalety i wady. Żadna teroria nie została jednak zaakceptowana przez społeczność astronomów, ze względu na brak możliwości porównania tych teorii.
Możesz zobaczyć gromady galaktyk, które obserwował profesor Zwicky i dzięki którym odkrył ciemną materię. Używając okna Znajdź obiekt (F) wyśrodkuj ekran na M 87. Możesz teraz odnaleźć gromadę w Pannie i wyśrodkować na NGC 4884, by odnaleźć gromadę w Warkoczu Bereniki. Widok można także przybliżyć. Gromada w Pannie wydaje się być większa. W rzeczywistości gromada w Warkoczu Bereniki jest większa, wydaje się jedynie mniejsza ze względu na większą odległość.