Από τον μεγαλύτερο σωματιδιακό επιταχυντή του κόσμου, που βρίσκεται στο CERN, μέχρι τους υπόγειους ανιχνευτές σκοτεινής ύλης που έχουν εγκατασταθεί στα βάθη εγκαταλειμμένων ορυχείων, και από τον ανιχνευτή νετρίνων ICECUBE της Ανταρκτικής μέχρι τα διαστημικά μας τηλεσκόπια, το κυνήγι για την ανίχνευση της σκοτεινής ύλης συνεχίζεται πιο έντονο από ποτέ.

Την ίδια στιγμή, ορισμένοι θεωρητικοί φυσικοί επεξεργάζονται εναλλακτικές θεωρίες βαρύτητας, θεωρώντας ότι η αδυναμία μας να ανιχνεύσουμε την σκοτεινή ύλη οφείλεται στο ότι αυτή δεν υπάρχει, καθώς είναι μία «ψευδαίσθηση» που προκαλείται από τις ελλιπείς γνώσεις μας για την βαρύτητα. Τι είναι, όμως, η σκοτεινή ύλη; Πώς κατέληξαν οι επιστήμονες στην υιοθέτησή της και ποια μπορεί να είναι η φύση της1;

Μερικές φορές, όταν συγκεκριμένες προβλέψεις μίας επιστημονικής θεωρίας αποκλίνουν κάπως από τις αστρονομικές παρατηρήσεις που προσπαθούν να τις επαληθεύσουν, τότε είτε η θεωρία είναι ελλιπής είτε υπάρχει «εκεί έξω» και κάτι «άλλο» που δεν μπορούμε να δούμε, το οποίο επηρεάζει γνωστά φαινόμενα ή ουράνια σώματα έτσι, ώστε να συμπεριφέρονται με κάπως διαφορετικό τρόπο απ’ αυτόν που προβλέπει η θεωρία. Δύο από τα χαρακτηριστικότερα ίσως παραδείγματα για του λόγου το αληθές αφορούν στο Ηλιακό μας σύστημα και ειδικότερα στους πλανήτες Ουρανό και Ερμή.

Πραγματικά, οι μετρήσεις που ακολούθησαν την ανακάλυψη του πλανήτη Ουρανού το 1781 έδειχναν ότι η ταχύτητα περιφοράς του γύρω από τον Ήλιο απέκλινε κάπως απ’ αυτήν που προέβλεπαν η Νευτώνεια βαρύτητα και οι νόμοι του Κέπλερ.

Εξίσου παράξενη «συμπεριφορά», όμως, επιδείκνυε και ο Ερμής, το περιήλιο του οποίου περιφέρεται γύρω από τον Ήλιο, με τρόπο που δεν μπορούσε να ερμηνευθεί αποκλειστικά με βάση τις αρχές της Νευτώνειας φυσικής. Δύο ήταν οι πιθανές λύσεις των αναντιστοιχιών αυτών: είτε οι παρατηρούμενες τροχιακές διακυμάνσεις των δύο πλανητών οφείλονταν στην βαρυτική έλξη ενός άγνωστου ως τότε πλανήτη, είτε οι γνώσεις μας για την βαρύτητα ήταν ελλιπείς. Στην περίπτωση του Ουρανού αποδείχτηκε ότι ίσχυε το πρώτο, όπως άλλωστε επιβεβαιώθηκε το 1846, με την ανακάλυψη του άγνωστου αυτού πλανήτη (δηλ. του Ποσειδώνα) στην τροχιά που είχαν υπολογίσει θεωρητικά οι μαθηματικοί Urbain Joseph Le Verrier (1811–1877) και John Couch Adams (1819–1892). Στην περίπτωση του Ερμή, αντιθέτως, όπως απέδειξε ο Αϊνστάιν (1879–1955) με την διατύπωση της Γενικής Θεωρίας της Σχετικότητας (ΓΘΣ) το 1915, η λύση του μυστηρίου δεν ήταν η βαρυτική επιρροή ενός άλλου πλανήτη, αλλά η ελλιπής κατανόηση της βαρύτητας στο πιο θεμελιώδες επίπεδο. 

O πρώτος ίσως θρίαμβος της νέας αυτής θεωρίας για την βαρύτητα ήταν η εντυπωσιακής ακρίβειας θεωρητική πρόβλεψη αυτής ακριβώς της μετάπτωσης του περιηλίου του Ερμή, που η Νευτώνεια φυσική αδυνατούσε να ερμηνεύσει.

Τηρουμένων των αναλογιών, η ίδια περίπου αναντιστοιχία μεταξύ θεωρίας και παρατήρησης όσον αφορά στις κινήσεις των άστρων στους γαλαξίες και των γαλαξιών στα γαλαξιακά σμήνη οδήγησε στην υπόθεση της σκοτεινής ύλης.

Οι πρώτες ενδείξεις για την ύπαρξη της σκοτεινής ύλης εμφανίστηκαν στις αρχές της δεκαετίας του ‘30, χάρη στις πρωτοποριακές μελέτες του Ελβετού αστρονόμου Fritz Zwicky (1898–1974), ο οποίος προσπαθούσε να υπολογίσει την μάζα του γαλαξιακού σμήνους Κόμη. Χρησιμοποιώντας το θεώρημα Virial, που σχετίζει την μέση κινητική ενέργεια ενός συστήματος με την συνολική δυναμική του ενέργεια, ο Zwicky υπολόγισε αρχικά την βαρυτική μάζα του σμήνους.

Στην συνέχεια, συνέκρινε το αποτέλεσμά του με μία εκτίμηση της μάζας του σμήνους, βασισμένη στην φωτεινή ύλη των επί μέρους γαλαξιών του. Το αποτέλεσμα στο οποίο κατέληξε ήταν εντυπωσιακό: η μάζα που αντιστοιχούσε στην «φωτεινή» ύλη του σμήνους ήταν κατά πολύ μικρότερη από αυτήν που απαιτούνταν, προκείμενου να «δικαιολογηθούν» οι μεγάλες ταχύτητες των γαλαξιών του. Με άλλα λόγια, η ποσότητα της ορατής ύλης του σμήνους δεν επαρκούσε, ώστε το σμήνος αυτό να διατηρεί με την βαρυτική του έλξη την συνοχή του άθικτη. 

Ακριβώς όπως και στην περίπτωση του Ουρανού και του Ερμή, η αναντιστοιχία αυτή μπορεί να ερμηνευθεί με δύο τρόπους: είτε να υποθέσουμε ότι το σμήνος Κόμη εμπεριέχει περισσότερη ύλη απ’ αυτήν που μπορούμε να δούμε, είτε να υποθέσουμε ότι ο γνώσεις μας για την βαρύτητα είναι ελλιπείς. Ο Zwicky επέλεξε την πρώτη λύση, καταλήγοντας στο συμπέρασμα ότι το σμήνος αυτό εμπεριέχει και τεράστιες ποσότητες μίας άγνωστης μορφής ύλης.

Η πλεονάζουσα αυτή ύλη, δεδομένου ότι δεν αλληλεπιδρά με την ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία, και ως εκ τούτου είναι αδύνατον να ανιχνευθεί με την βοήθεια των τηλεσκοπίων, ονομάστηκε «σκοτεινή».

Στη διάρκεια της δεκαετίας του ‘70, η Αμερικανή αστρονόμος Vera Rubin (1928–2016) κατέληξε στο ίδιο συμπέρασμα από μία διαφορετική οπτική γωνία. Την εποχή εκείνη, οι περισσότεροι αστρονόμοι θεωρούσαν ότι το μεγαλύτερο ποσοστό της μάζας ενός γαλαξία είναι συγκεντρωμένο στην ευρύτερη περιοχή που περιβάλλει τον πυρήνα του, όπου παρατηρείται και η μεγαλύτερη συσσώρευση άστρων και αερίων, ενώ όσο απομακρυνόμαστε απ’ αυτόν, η πυκνότητα της ύλης μειώνεται.

Εάν, όμως, ίσχυε αυτό, τότε, σε πλήρη αντιστοιχία με τους πλανήτες που περιφέρονται γύρω από τον Ήλιο, όσο μακρύτερα βρισκόταν ένα άστρο από το κέντρο του γαλαξία, τόσο μικρότερη θα έπρεπε να είναι και η ταχύτητα περιφοράς του.

Οι μετρήσεις της Rubin, όμως, έδειξαν ακριβώς το αντίθετο: αντί οι ταχύτητες περιφοράς των άστρων να μειώνονται με την απόσταση, παρέμεναν σταθερές σε μεγάλες αποστάσεις από το γαλαξιακό κέντρο.

Με άλλα λόγια, τα άστρα στις παρυφές των γαλαξιών διέγραφαν τροχιές με πολύ μεγαλύτερες ταχύτητες από αυτές που θα «έπρεπε» να είχαν, εάν η ορατή γαλαξιακή ύλη αντιστοιχούσε επακριβώς και στη συνολική τους μάζα.

Το γεγονός, δηλαδή, ότι οι γαλαξίες αυτοί διατηρούσαν την συνοχή τους πρέπει να σημαίνει ότι εμπεριέχουν περισσότερη μάζα απ’ αυτήν που μπορούμε να δούμε.

Στα χρόνια που ακολούθησαν, εξίσου ισχυρές ενδείξεις για την ύπαρξη της σκοτεινής ύλης προέκυψαν από μία εντελώς διαφορετική κατεύθυνση και συγκεκριμένα από την ανάλυση της κοσμικής ακτινοβολίας υποβάθρου (CMBR, στην οποία αναφερθήκαμε στο προηγούμενο άρθρο του αφιερώματός μας στο ΚΠΚ). Σύμφωνα με τα δεδομένα που συνέλεξαν οι δορυφόροι WMAP και Planck, η σκοτεινή ύλη αφήνει ένα χαρακτηριστικό αποτύπωμα στο φάσμα της CMBR, η ακριβής μορφή του οποίου είναι δύσκολο να αναπαραχθεί με οποιαδήποτε άλλη ανταγωνιστική θεωρία που δεν υιοθετεί την ύπαρξη της σκοτεινής ύλης.

Ειδικότερα, το φάσμα της CMBR έχει την χαρακτηριστική μορφή μίας καμπύλης με τρεις κορυφές, η πρώτη απ’ τις οποίες μάς δίνει πληροφορίες για την γεωμετρία του Σύμπαντος, η δεύτερη για την ποσότητα της βαρυονικής ύλης και η τρίτη για την ποσότητα της σκοτεινής ύλης.

Η αναλυτική μελέτη της καμπύλης αυτής καταδεικνύει με μεγάλη ακρίβεια ότι το Σύμπαν είναι επίπεδο, ότι η βαρυονική ύλη αποτελεί περίπου το 4,9% της συνολικής μάζας και ενέργειας του Σύμπαντος και ότι η σκοτεινή ύλη είναι περίπου 5,5 φορές περισσότερη.

Με άλλα λόγια, το παρατηρούμενο φάσμα της CMBR δεν αποτελεί μόνο μία ακόμη ισχυρή ένδειξη για την ύπαρξη της σκοτεινής ύλης, αλλά επιβεβαιώνει και τις βασικές προβλέψεις του ΚΠΚ γενικότερα.

Εξίσου σημαντικά ερείσματα για την υιοθέτηση της σκοτεινής ύλης προκύπτουν, όμως, και από την μελέτη των δομών μεγάλης κλίμακας. Τόσο η χαρτογράφηση του ουρανού σε κοσμολογικές κλίμακες, όσο και οι αριθμητικές προσομοιώσεις της εξέλιξης των δομών αυτών, βασισμένων στο ΚΠΚ, καταδεικνύουν ότι σ’ αυτές τις κλίμακες οι δομές στο Σύμπαν σχηματίζουν ένα συγκεκριμένο «μοτίβο», το οποίο είναι δύσκολο να αναπαραχθεί από εναλλακτικές θεωρίες βαρύτητας και χωρίς την «βοήθεια» της σκοτεινής ύλης.

Σύμφωνα με τις μελέτες αυτές, οι δομές μεγάλης κλίμακας σχηματίζουν ένα εκτεταμένο σύμπλεγμα από τεράστιες «φυσαλίδες», που περιέχουν ελάχιστους γαλαξίες, στην επιφάνεια των οποίων κατανέμονται νηματοειδείς σχηματισμοί γαλαξιών, ενώ τα γαλαξιακά υπερσμήνη εμφανίζονται διάσπαρτα ως «κόμβοι» συσσωρευμένης μάζας2.

Συμπερασματικά, δηλαδή, το γεγονός ότι η σκοτεινή ύλη «απαιτείται» από τόσες διαφορετικές ερευνητικές κατευθύνσεις (και σε καμία περίπτωση δεν έχουμε αναφερθεί σε όλες) ωθούν την μεγάλη πλειονότητα της επιστημονικής κοινότητας να θεωρεί ότι η σκοτεινή ύλη όντως υπάρχει, παρόλο που η φύση της εξακολουθεί να παραμένει άγνωστη. Σε γενικές γραμμές, ωστόσο, υπάρχουν δύο «οικογένειες» σκοτεινής ύλης: η βαρυονική και η μη βαρυονική.

Η βαρυονική σκοτεινή ύλη είναι συνηθισμένης μορφής ύλη, όπως πλανήτες, δορυφόροι, αστεροειδείς κ.λπ., καφέ και κόκκινοι νάνοι, μαύρες τρύπες καθώς και άλλα «κλασικά» ουράνια σώματα, τα οποία δεν μπορούμε να δούμε είτε επειδή εκπέμπουν ελάχιστη ακτινοβολία, είτε επειδή βρίσκονται πολύ μακριά μας, είτε επειδή κρύβονται μέσα σε νέφη σκόνης.

Συλλογικά, αυτά τα ουράνια σώματα ονομάζονται MACHOs (MAssive Compact Halo Objects, δηλαδή Μεγάλης Μάζας Συμπαγή Αντικείμενα της Άλω). Όλες οι έρευνες όμως που έχουν διεξαχθεί ως τώρα απορρίπτουν τη πιθανότητα να αποτελούν αυτά την κυρίαρχη μορφή σκοτεινής ύλης.

Αντιθέτως, οι περισσότεροι επιστήμονες συμφωνούν ότι η σκοτεινή ύλη αντιστοιχεί σε στοιχειώδη σωματίδια που δεν έχουν ακόμα ανιχνευθεί, τα οποία απαρτίζουν την μη βαρυονική ύλη, όπως είναι τα WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles, δηλαδή Ασθενώς Αλληλεπιδρώντα Σωματίδια με Μάζα) και τα αξιόνια. Η ύπαρξη των WIMPs προβλέπεται από ορισμένες θεωρίες που επιχειρούν να διευρύνουν το Καθιερωμένο Πρότυπο της φυσικής των στοιχειωδών σωματιδίων και, θεωρητικά τουλάχιστον, η παραγωγή τους μετά τη Μεγάλη Έκρηξη είναι αυτή που απαιτείται για να εξηγήσει τη σκοτεινή ύλη. Το πρόβλημα με τα WIMPs είναι ότι δεν αλληλεπιδρούν με τη βαρυονική ύλη παρά μόνο διά μέσου της ασθενούς και της βαρυτικής αλληλεπίδρασης και κατά συνέπεια, εάν όντως υπάρχουν, είναι εξαιρετικά δύσκολο να ανιχνευθούν. Τα αξιόνια από την άλλη είναι και αυτά υποθετικά μέχρι στιγμής σωματίδια, με ουδέτερο φορτίο και απειροελάχιστη μάζα, γεγονός που καθιστά την ανίχνευσή τους εξίσου δύσκολη.

Μήπως, όμως, όλα αυτά είναι τελικά μία «αυταπάτη»; Μήπως, με άλλα λόγια, οι γνώσεις μας για την βαρύτητα, την ασθενέστερη απ’ όλες τις αλληλεπιδράσεις της φύσης, είναι εντέλει ελλιπείς, παρά τα όσα είπαμε ως τώρα; Όπως μας έδειξε και η περίπτωση του περιηλίου του Ερμή, θεωρητικά τουλάχιστον, η πιθανότητα αυτή δεν μπορεί σε καμία περίπτωση να αποκλειστεί. Οι προβλέψεις, ωστόσο, της ΓΘΣ έχουν επιβεβαιωθεί πειραματικά τόσες φορές και το θεωρητικό αυτό οικοδόμημα είναι τόσο ευφυές, που η συντριπτική πλειονότητα των επιστημόνων θεωρεί ότι η πιθανότητα αυτή δεν έχει μεγάλη βάση. Ορισμένοι επιστήμονες, εντούτοις, έχουν ήδη στραφεί προς αυτή την κατεύθυνση, προτείνοντας εναλλακτικές θεωρίες βαρύτητας.

Το 1983, για παράδειγμα, ο Mordechai Milgrom παρουσίασε ένα τροποποιημένο μοντέλο της Νευτώνειας δυναμικής, το οποίο μπορούσε να εξηγήσει τις ταχύτητες περιφοράς των άστρων στους γαλαξίες, χωρίς την σκοτεινή ύλη.

Το μοντέλο αυτό, που ονομάστηκε MOND (MOdified Newtonian Dynamics, δηλ. Τροποποιημένη Νευτώνεια Δυναμική), τροποποιεί τον τύπο του Νεύτωνα, ώστε υπό ορισμένες συνθήκες η βαρυτική δύναμη μεταξύ δύο σωμάτων να μειώνεται πιο «ήπια» από το αντίστροφο τετράγωνο της μεταξύ τους απόστασης.

Όπως αποδείχτηκε, όμως, η MOND αδυνατούσε να ερμηνεύσει τις παρατηρήσεις που σχετίζονται με τα γαλαξιακά σμήνη και υπερσμήνη. Πολύ περισσότερο, δεν μπορούσε να ερμηνεύσει κανένα από την πληθώρα των σχετικιστικών φαινομένων που έχουν αποδειχθεί ξανά και ξανά ότι βρίσκονται σε εξαιρετική συμφωνία με την ΓΘΣ.

Πέραν αυτού, όλες οι κοσμολογικές παρατηρήσεις που έχουν πραγματοποιηθεί μέχρι σήμερα, από την αρχέγονη πυρηνοσύνθεση μέχρι τις διακυμάνσεις της κοσμικής ακτινοβολίας υποβάθρου και την εξέλιξη των δομών μεγάλης κλίμακας, είναι συμβατές με ένα σύμπαν, το οποίο εμπεριέχει σκοτεινή ύλη και μάλιστα σε πενταπλάσια ποσότητα σε σχέση με την βαρυονική ύλη.

Περίπου 20 χρόνια αργότερα, ο Jacob Bekenstein, βασιζόμενος στην MOND του Milgrom, παρουσίασε το 2004 τη σχετικιστική εκδοχή της, γνωστή ως TeVeS, η οποία εξηγούσε αρκετά από τα σχετικιστικά φαινόμενα που προαναφέραμε. Ωστόσο, η ανακάλυψη όλο και περισσότερων διπλών αστρικών συστημάτων που αποτελούνται από πάλσαρ ή/και αστέρες νετρονίων ή/και λευκούς νάνους δίνει για πρώτη φορά την ευκαιρία να ελεγχθούν οι προβλέψεις των δύο θεωριών σε συνθήκες ακραίας βαρύτητας και μάλιστα με μεγάλη ακρίβεια.

Καθώς τα αστρικά λείψανα αυτών των συστημάτων στροβιλίζονται το ένα γύρω από το άλλο, εκλύουν βαρυτικά κύματα και η επακόλουθη μείωση της συνολικής τους ενέργειας εξαναγκάζει τις τροχιές τους να συρρικνώνονται. Μέχρι στιγμής, οι σχετικές μετρήσεις δείχνουν ότι η συρρίκνωση αυτή βρίσκεται σε εξαιρετική συμφωνία με τις θεωρητικές προβλέψεις της ΓΘΣ, όχι όμως και της TeVeS.

Κατά συνέπεια, σύμφωνα με τα ως τώρα δεδομένα, η σκοτεινή ύλη πρέπει να υπάρχει, παρόλο που εξακολουθούμε να αγνοούμε την φύση της. Γι’ αυτό και οι προσπάθειες για την ανίχνευση των σωματιδίων που την απαρτίζουν συνεχίζονται.

Την πρόκληση αυτή καλείται να αντιμετωπίσει η νέα γενιά των υπόγειων ανιχνευτών σκοτεινής ύλης, σε συνδυασμό με τα νέα πειράματα που διεξάγονται στον Μεγάλο Αδρονικό Επιταχυντή (LHC) και αλλού και με τη βοήθεια των υπέργειων και διαστημικών μας τηλεσκοπίων.

Δεν χρειάζεται να πούμε ότι η οριστική ανίχνευση κάποιων από την πληθώρα των «εξωτικών» σωματιδίων που έχουν προταθεί προκειμένου να εξηγήσουν την σκοτεινή ύλη θα αποτελέσει ορόσημο στην εξέλιξη των φυσικών επιστημών και θα ανοίξει τον δρόμο σε νέα, ανεξερεύνητα ακόμα, πεδία έρευνας, πέρα από το Καθιερωμένο Πρότυπο, που περιγράφει τον μικρόκοσμο των στοιχειωδών σωματιδίων.

Ποιο από αυτά θα αποδειχτεί ότι αποτελεί τον κύριο όγκο της σκοτεινής ύλης εξακολουθεί να αποτελεί αντικείμενο έντονης έρευνας. Ή, ίσως εντέλει, οι επιστήμονες που επιμένουν ότι το λαμπρό οικοδόμημα της Γενικής Θεωρίας της Σχετικότητας θα πρέπει να αναθεωρηθεί να έχουν δίκιο.

Κανείς δεν ξέρει ακόμη με βεβαιότητα. Γι’ αυτό, καλό θα ήταν ίσως να θυμόμαστε την προτροπή του μεγάλου μυθιστορηματικού ντετέκτιβ Sherlock Holmes: «Όταν θα έχεις αποκλείσει το αδύνατο, οτιδήποτε παραμείνει, όσο απίθανο και να είναι, πρέπει να είναι η αλήθεια».

 

1Αυτό είναι το 4ο άρθρο του αφιερώματός μας στο Καθιερωμένο Πρότυπο της Κοσμολογίας (ΚΠΚ).

2Η εικόνα που συνοδεύει το άρθρο δείχνει το αποτέλεσμα μιας τέτοιας προσομοίωσης (φωτογρ. Jörg Colberg/VIRGO).

π