διαστημα Σκοτεινή Ύλη - Σκοτεινή Ενέργεια
διαστημα Σκοτεινή Ύλη - Σκοτεινή Ενέργεια
Ο βολιστήρας
WMAP ( Wilkinson Microwave Anisotropy
Probe ) της NASA , ο οποίος μελέτησε τις ανισοτροπίες στην κοσμική ακτινοβολία του φόντου
( CMB ). κλειστικά από σκοτεινή ύλη ! Ο γαλαξίας ονομάστηκε VIRGOHI21 , απέχει 50 εκατομμύρια έτη φωτός και βρίσκεται στο γαλαξιακό σμήνος της Παρθένου . Ο VIRGOHI21 δεν φαίνεται να περιέχει ορατά άστρα και εντοπίστηκε στο πλαίσιο ραδιοπαρατηρήσεων στις συχνότητες τού υδρογόνου . Οι επιστήμονες υπολογίζουν ότι περιέχει σχεδόν 1.000 φορές περισσότερη σκοτεινή ύλη απ ’ ό , τι υδρογόνο και έχει συνολική μάζα ίση με το 10 % του Γαλαξία μας ( συγκριτικά ο Γαλαξίας μας περιέχει δέκα φορές περισσότερη σκοτεινή από συνηθισμένη ύλη ). Ακόμη περισσότερο , μελέτες επισημαίνουν ότι τέτοιοι « σκοτεινοί γαλαξίες » θα πρέπει να είναι πάγκοινοι στο σύμπαν , αλλά κανείς δεν είχε εντοπιστεί μέχρι πρόσφατα . Αν η ύπαρξη αυτών των σκοτεινών γαλαξιών επιβεβαιωθεί , θα προκύψουν τεκμήρια που υποστηρίζουν τη θεωρία του σχηματισμού των γαλαξιών αλλά και τα προβλήματα για τις εναλλακτικές εξηγήσεις της σκοτεινής ύλης . Υπάρχουν και κάποιοι γαλαξίες που το προφίλ τής ταχύτητάς τους φανερώνει την απουσία σκοτεινής ύλης , όπως ο NGC 3379 . Τα γαλαξιακά σμήνη είναι ιδιαίτερα χρήσιμα στις μελέτες τής σκοτεινής ύλης , επειδή η μάζα τους μπορεί να εκτιμηθεί με τρεις διαφορετικούς τρόπους : από την κατανομή της ακτινικής ταχύτητας εντός των γαλαξιών , από τις ακτίνες Χ που εκπέμπονται από πολύ θερμά αέρια μέσα στα σμήνη και από το φαινόμενο των βαρυτικών φακών . Στη δεύτερη μέθοδο , η θερμοκρασία και η πυκνότητα του αερίου μπορεί να υπολογιστεί με τη ροή ενέργειας και ακτίνων Χ και από εκεί μπορεί να υπολογιστεί η πίεση του αερίου . Με βάση την πίεση και τη βαρυτική ισορροπία μπορεί να εξαχθεί το προφίλ μάζας του γαλαξιακού σμήνους . Πολλά από τα πειράματα του δορυφορικού τηλεσκοπίου Chandra χρησιμοποιούν αυτή τη μέθοδο για να προσδιορίσουν τη μάζα των σμηνών . Αυτές οι παρατηρήσεις
εν γένει καταδεικνύουν αναλογία βαρυονικής / συνολικής μάζας περίπου 12-15 %, γεγονός που συμφωνεί με τα στοιχεία του αστρονομικού δορυφόρου Planck . Στην τρίτη μέθοδο , το φως μακρινών αντικειμένων κάμπτεται εξαιτίας της βαρύτητας κοντινότερων αντικειμένων που βρίσκονται στην οπτική ευθεία ( κάτι που προβλέπεται από τη Γενική Θεωρία τής Σχετικότητας ). Με το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Hubble έχουν γίνει αρκετά project που χρησιμοποίησαν αυτή τη μέθοδο για να μετρήσουν τη μάζα των γαλαξιακών σμηνών . Ισχυροί βαρυτικοί φακοί ( που διαστρεβλώνουν έντονα το φως μακρινότερων αντικειμένων ) έχουν παρατηρηθεί σε μακρινά γαλαξιακά σμήνη , όπως για παράδειγμα το Abell 1689 . Από τη γεωμετρία της διαστρέβλωσης μπορεί να υπολογιστεί η μάζα του σμήνους . Με τον ίδιο τρόπο , οι ασθενείς βαρυτικοί φακοί ( που δεν διαστρεβλώνουν έντονα το φως ) μπορούν να χρησιμοποιηθούν για στατιστικές αναλύσεις . Εν γένει και οι τρεις μέθοδοι δείχνουν ότι τα γαλαξιακά σμήνη περιέχουν περισσότερη ύλη απ ’ όση περιέχουν οι ορατοί γαλαξίες τους και τα αέρια . Η αμεσότερη παρατήρηση σκοτεινής ύλης μέχρι σήμερα έχει γίνει στο γαλαξιακό Σμήνος Bullet . Στις περισσότερες περιοχές του σύμπαντος σκοτεινή και ορατή ύλη απαντώνται μαζί ( κάτι που θεωρείται πως οφείλεται στη βαρυτική τους αλληλεπίδραση ). Στο Σμήνος Bullet η σύγκρουση δύο γαλαξιακών σμηνών φαίνεται να έχει προκαλέσει διαχωρισμό σκοτεινής ύλης και βαρυονικής ύλης . Παρατηρήσεις με ακτίνες Χ δείχνουν ότι το μεγαλύτερο μέρος της βαρυονικής ύλης ( με τη μορφή υπέρθερμου αερίου , δηλαδή πλάσματος ) είναι συγκεντρωμένη στο κέντρο του συστήματος . Οι ηλεκτρομαγνητικές αλληλεπιδράσεις ανάμεσα στα σωματίδια των αερίων που περνούσαν τα επιβράδυνε και τα έκανε
114 02 / 2015