3
καλύφθηκαν και από τον Horace Babcock ο οποίος μελέτησε τον γαλαξία της Ανδρομέδας για τη διδακτορική του εργασία το 1939 . Όμως τα στοιχεία αυτά ήταν αβέβαια – και σήμερα πολλά από αυτά θεωρούνται εσφαλμένα . Για πρώτη φορά διατυπώθηκε η εικασία για ύπαρξη σκοτεινής ύλης από τη Vera Rubin στις δεκαετίες του 1960 και 1970 . Κατόπιν προέκυψαν πολλές άλλες παρατηρήσεις που κατέδειξαν την ύπαρξη σκοτεινής ύλης στο σύμπαν . Τα περισσότερα στοιχεία για τη σκοτεινή ύλη προέρχονται από τη μελέτη της κίνησης των γαλαξιών . Πολλοί από αυτούς είναι σχετικά ομοιόμορφοι , συνεπώς η συνολική κινητική τους ενέργεια ( όλοι οι γαλαξίες κινούνται εξαιτίας της διαστολής τού σύμπαντος ) θα έπρεπε να είναι η μισή από τη συνολική βαρυτική ενέργεια που τους « αλληλοδεσμεύει ». Οι παρατηρήσεις ωστόσο δείχνουν ότι η συνολική κινητική ενέργεια είναι πολύ μεγαλύτερη . Ειδικά , αν υποθέσουμε ότι η βαρυτική μάζα οφείλεται μόνο στην ορατή ( μη σκοτεινή ) ύλη ενός γαλαξία , τα άστρα μακριά από το γαλαξιακό κέντρο έχουν πολύ μεγαλύτερες ταχύτητες απ ’ όσο προβλέπει η θεωρία . Γι ’ αυτό οι καμπύλες της γαλαξιακής περιστροφής που δείχνουν την ταχύτητα περιστροφής σε συνάρτηση με την απόσταση από το γαλαξιακό κέντρο , δεν μπορούν να εξηγηθούν με την υπόθεση τής ορατής ύλης . Προφανώς υπάρχει και « αόρατη » ύλη . Σύμφωνα με τα υπάρχοντα στοιχεία , οι γαλαξίες δείχνουν ότι αποτελούνται από μια χονδρικά σφαιρική άλω σκοτεινής ύλης , με την ορατή ύλη ( τον γαλαξία που βλέπουμε ) συγκεντρωμένη στο κέντρο τής σφαίρας . Εξαιρέσεις στη γενική εικόνα τής γαλαξιακής άλω από σκοτεινή ύλη φαίνεται να αποτελούν οι γαλαξίες με αναλογία μάζας / φωτεινότητας κοντινή σ ’ αυτή των απλών άστρων . Όταν η ύπαρξη τής σκοτεινής ύλης εδραιώθηκε , ακολούθησαν πολλές παρατηρήσεις , ώσπου μέχρι τη δεκαετία του 1980 , είχε γίνει αποδεκτή από τους αστροφυσικούς . Η σκοτεινή ύλη είναι πλέον ένα από τα κυρίαρχα χαρακτηριστικά που λαμβάνονται υπ ’ όψιν στην ανάλυση της δομής της ύλης σε γαλαξιακή κλίμακα ή μεγαλύτερη .
Υπάρχουν σημεία στο σύμπαν όπου η σκοτεινή ύλη φαίνεται να αποτελεί μικρό μέρος της δομής του ή να απουσιάζει εντελώς . Για παράδειγμα , τα σφαιρωτά σμήνη δεν φαίνεται να περιέχουν σκοτεινή ύλη , αν και η βαρυτική τους αλληλεπίδραση με τους γαλαξίες φανερώνει την ύπαρξη γαλαξιακής σκοτεινής ύλης . Για ένα διάστημα οι μετρήσεις της ταχύτητας των άστρων έμοιαζαν να εντοπίζουν συγκέντρωση σκοτεινής ύλης στον δίσκο του Γαλαξία μας . Τώρα όμως πιστεύεται ότι αυτό οφείλεται στην υψηλή συγκέντρωση βαρυονικής ( βαρυόνια είναι τα πρωτόνια και τα νετρόνια ) ύλης στον δίσκο του γαλαξία ( ιδιαίτερα στον διαστρικό χώρο ). Πρόσφατες ( 2006 ) έρευνες έδειξαν ότι οι ανωμαλίες στον δίσκο του Γαλαξία μας ίσως ερμηνεύονται μέσα από την αλληλεπίδρασή του με τους « δορυφορικούς » γαλαξίες Μεγάλο και Μικρό Μαγγελανικό Νέφος . Το 2005 μια ερευνητική ομάδα από το Πανεπιστήμιο του Κάρντιφ ισχυρίστηκε ότι ανακάλυψε έναν γαλαξία καμωμένο σχεδόν απο-
Τρισδιάστατος « χάρτης » της κατανομής τής σκοτεινής ύλης στο σύμπαν .
02 / 2015 113