Donkere materie
Donkere materie is een hypothetische soort materie in het heelal die niet zichtbaar is met optische middelen, en dus niet te detecteren is via de elektromagnetische straling die de aarde bereikt. Daarom wordt ze donkere materie genoemd, om haar te onderscheiden van de zichtbare materie. Op grond van waarnemingen door de Planck Observatory wordt gedacht dat de totale hoeveelheid massa/energie van het heelal bestaat uit:[1]
- 68% donkere energie
- 27% donkere materie
- 5% normale materie (baryonen).
| Fysische kosmologie | |
|---|---|
 | |
Algemeen
| |
Vroege universum
| |
Uitbreidend universum
| |
Structuur formatie
| |
Toekomst van het heelal
| |
Onderdelen
| |
Het bestaan van donkere materie wordt verondersteld om de waargenomen bewegingen van sterren en andere objecten in het Melkwegstelsel en de bewegingen van sterrenstelsels in clusters te verklaren op een wijze die zowel consistent is met de zwaartekrachttheorie als met de relativiteitstheorie. De zichtbare materie en de geschatte onzichtbare baryonische massa in deze sterrenstelsels is niet genoeg om de bewegingssnelheid van de sterrenstelsels in hun baan om het gemeenschappelijk zwaartepunt te kunnen verklaren. De onzichtbare baryonische massa bestaat uit o.a. uitgedoofde sterren en planeten. Deze baryonische massa kan geschat worden op basis van de huidige natuurkundige theorieën en de ouderdom van de betrokken sterrenstelsels.
Donkere materie en afgeplatte spiraalstelsels bewerken
.png)
Jan Hendrik Oort heeft als eerste het bestaan van donkere materie beschreven in 1932. Oort was bezig met het bestuderen van de Melkweg en bedacht als eerste dat de massa van het stelsel groter moest zijn dan louter de zichtbare massa.[2] De berekeningen van Oort bleken foutief te zijn, maar Fritz Zwicky bewees het idee van Oort in 1933.[3][4]
Zwicky concludeerde met behulp van het viriaaltheorema dat er zoiets moest bestaan als donkere materie. Zijn observaties van acht sterrenstelsels in de Comacluster toonden aan dat de spreiding van de radiële snelheden vele malen groter was dan verwacht. De spreiding die Zwicky mat, bedroeg meer dan 1000 km/s, wat zou impliceren dat de massa zo'n 400 maal zo groot zou moeten zijn als te verwachten was op grond van de waarnemingen (deze waarde was overschat wegens de aangenomen constante van Hubble). Zwicky nam aan dat dunkele Materie, donkere materie dus, verantwoordelijk was voor deze grote spreiding.
Rond 1978 deden de Amerikaanse sterrenkundigen Vera Rubin en Kent Ford snelheidsmetingen op afgeplatte spiraalvormige sterrenstelsels, zoals het Melkwegstelsel. De snelheidsmetingen werden uitgevoerd aan wolken waterstofgas die zichtbaar zijn in de verste buitengebieden van het spiraalstelsel, waar vrijwel geen sterrenlicht geproduceerd wordt. Bij elliptische stelsels kon deze meetmethode niet worden toegepast, doordat daarin vrijwel geen gas voorkomt. Met de bekende gravitatiewetten werd uit de gemeten rotatiesnelheid van de afgeplatte stelsels de benodigde massa berekend. Deze massa was veel groter dan de massa van de zichtbare sterren en gaswolken. Anders gezegd: de buitengebieden van de spiraalstelsels draaien sneller rond dan verwacht werd op grond van de bekende massa. Dit heet het melkwegstelseldraaiingsprobleem. Er moet dus een sterker zwaartekrachtveld zijn. Hiervoor werd aangenomen dat er onzichtbare massa van donkere, onzichtbare materie aanwezig is in de sterrenstelsels.
Gegevens van de rotatiecurves van sterrenstelsels geven aan dat ongeveer 90 procent van de massa van een sterrenstelsel onzichtbaar is en alleen door het effect dat het op de zwaartekracht heeft, ontdekt kan worden.
Het mogelijk ontbreken van zwarte massa in elliptische sterrenstelsels (zie verderop in dit artikel) enerzijds en een mogelijke alternatieve verklaring van de afwijkende gravitatiewet door een aanpassing van die wet voor verre afstanden anderzijds, geeft aan dat de theorie van de donkere materie niet de enige mogelijke verklaring is voor de afwijkende rotatiesnelheid van verre afgeplatte sterrenstelsels.
Eigenschappen bewerken
Om een verklaring te zijn voor de snelheid van sommige sterrenstelsels moet donkere materie aan de volgende eigenschappen voldoen:
- zij heeft massa;
- zij bevindt zich in grote hoeveelheden in alle sterrenstelsels in het heelal;
- zij is niet zichtbaar, of anderszins te detecteren via de elektromagnetische straling die ons op aarde bereikt.
- zij is diffuus en gaat niet op de schaal van planetenstelsels klonteren (er zijn geen hemellichamen die bestaan uit donkere materie, omdat die lokale zwaartekrachteffecten zouden hebben). Elementaire deeltjes die bestaan uit donkere materie, reageren niet met elkaar.
Oerknal bewerken
Zie Oerknal voor het hoofdartikel over dit onderwerp.
Donkere materie is ook een mogelijke oplossing voor bepaalde inconsistenties in de theorie van de oerknal. Metingen met de WMAP brachten aan het licht dat 23% van de massa van het heelal donkere materie is, wat veel meer is dan de 4% 'gewone' zichtbare materie. Niemand weet echter wat donkere materie is. Het verklaren van de aard van donkere materie is een van de grote problemen van de kosmologie. In filosofische terminologie gaat het om de gepostuleerde zogenaamde oerstof. Een mogelijke hypothese is het bestaan van deeltjes die slechts een zwakke interactie met hun omgeving hebben, de WIMP-deeltjes.
Volgens Tommi Tenkanen en zijn team natuurkundigen, zouden zwarte-materiedeeltjes aangemaakt zijn tijdens de zeer korte inflatieperiode (10-32 seconden na t=0) toen veel scalaire deeltjes werden aangemaakt. Het enige bekende scalaire deeltje (boson met spin nul) is het Higgsboson. Deze donkere materie zou de verdeling van de latere sterrenstelsels beïnvloeden.[5][6]
Zwarte gaten bewerken
Alle materie, licht en dus ook donkere materie, kan eenmaal gevallen in een zwart gat niet meer ontsnappen. In tegenstelling tot normale materie komt geen energie vrij bij de val naar het zwarte gat (omzetting van kinetische energie in warmte en straling). De opname van donkere materie in zwarte gaten heeft een belangrijke rol in de theorieën over het ontstaan en ontwikkeling van zwarte gaten.[7] De straling uitgegeven door de verhitte materie rondom een zwart gat veroorzaakt een tegendruk (Eddingtonlichtkracht) die de groei van zwarte gaten afremt. Deze beperking heeft donkere materie niet waardoor zwarte gaten sterker kunnen groeien. In sommige sterrenstelsels met veel donkere materie kan een onbegrensde groei ontstaan. Hoe zwaarder het zwarte gat wordt, hoe meer materie wordt aangetrokken (runaway accretion).
De opname van donkere materie door zwarte gaten (meestal in het centrum van een sterrenstelsel) impliceert ook dat er donkere materie verdwijnt uit de rest van het sterrenstelsel. Dit legt beperkingen op in de theorieën over de snelheid en richting van de donkere-materiedeeltjes.
Primordiale zwarte gaten bewerken
Na de oerknal van het heelal kunnen er geen stellaire zwarte gaten ontstaan kleiner dan vijf zonnemassa's. Bij kleinere supernova's ontstaan er neutronensteren. Er is onvoldoende druk om de krachten om de tegendruk van de neutronen in de neutronenster te overwinnen. In de eerste fasen van de oerknal, voor het ontstaan van atomen, kunnen er theoretisch wel kleinere zwarte gaten ontstaan. Dit type zwart gat is volgens Stephen Hawking niet ontstaan door zijn eigen zwaartekracht, maar door druk van buitenaf en zou tijdens of kort na de oerknal kunnen hebben bestaan. De kleinste exemplaren, als deze echt (hebben) bestaan, zouden door de hawkingstraling in een fractie van een seconde verdampen. Grotere zwarte gaten kunnen echter massa accumuleren uit de sterrenstelsel omgeving.
Volgens de theorie zouden er nog steeds veel primordiale zwarte gaten in sterrenstelsels zijn en bestaan uit donkere materie. Tevens zouden deze een grote rol hebben in de ontwikkeling van sterrenstelsels. Zo zouden de primordiale zwarte gaten de snelle ontwikkeling van de sterrenstelsels met grote zwarte gaten in het midden veroorzaken. De creatie van zwarte gaten door supernova's heeft veel tijd nodig.[8][9]
Donkere materie en elliptische sterrenstelsels bewerken
In april 2003 presenteerde een Europees team van astronomen verrassend nieuws op de Brits-Ierse National Astronomy Meeting in Dublin: sommige elliptische sterrenstelsels lijken geen donkere materie te bevatten. Deze ontdekking was mogelijk door een nieuwe meettechniek, de Planetaire Nevel Spectrograaf waarbij gebruik werd gemaakt van planetaire nevels in plaats van waterstofgas. Andere metingen suggereren echter dat in (delen van) elliptische sterrenstelsels wel donkere materie aanwezig kan zijn.[10]
Een verklaring voor deze waarneming is er nog niet. Mogelijk hebben elliptische sterrenstelsels een andere ontstaansgeschiedenis dan spiraalstelsels. Of misschien is de donkere materie verdwenen door de wisselwerking met andere stelsels.
Er is dus nog een dubbel mysterie:
- Wat is de aard van donkere materie in spiraalstelsels?
- Waardoor is er geen donkere materie in elliptische stelsels?
Men veronderstelt dat de meeste massa van het universum bestaat uit donkere massa. Er zou zeven maal zo veel donkere materie zijn als zichtbare materie. Dit is slechts een vierde van wat nodig is om de expansie van het universum tot stilstand te brengen. Het bepalen van de aard van de donkere massa is bekend als het donkerematerieprobleem of het probleem van de ontbrekende massa. Het is een van de belangrijkste problemen van de moderne kosmologie.
Het meest algemene standpunt is dat donkere materie bestaat uit elementaire deeltjes, niet de gangbare elektronen, protonen en neutronen, maar neutrino's, axionen en hypothetische deeltjes die bekend zijn als zwak wisselwerkende massieve deeltjes (WIMPs), zoals de neutralino's (dit deeltje wordt voorspeld in supersymmetrische theorieën als een lineaire combinatie van de superpartners van het foton, het Z-boson en het neutrale higgsboson) of misschien is het een nog meer exotische vorm van materie.
Alternatieve zwaartekracht in sterrenstelsels bewerken
Bij een sterrenstelsel zijn de zwaartekrachtberekeningen complex door de gespreide massaverdeling. De massa kan afgeleid worden aan de hand van de orbitale bewegingen (rotatiecurves) van de sterren. Aan de randen en buiten het sterrenstelsel zou volgens de huidige zwaartekrachttheorieën de derde wet van Kepler toepasbaar zijn: de orbitale snelheid is omgekeerd evenredig met het kwadraat van de afstand tot het middelpunt van het sterrenstelsel. Binnen het sterrenstelsel zelf is de zwaartekrachtgradiënt meer vergelijkbaar met een hemellichaam, waar de bolschilstelling (massieve bollen) met hoge densiteit in het midden, van toepassing is. De waargenomen afvlakking van de rotatiecurves, ook buiten het zichtbare gedeelte (sterren) van het sterrenstelsel, kan alleen verklaard worden als er ook veel massa zich buiten het zichtbare sterrenstelsel bevindt waardoor de 'buitengrens', vanwaar Keplers wet volledig van toepassing is, veel verder van het middelpunt ligt. (Bolschilstelling 1: Een bolsymmetrisch lichaam oefent zwaartekracht op de buitenwereld uit alsof al zijn massa geconcentreerd is in een puntmassa in het middelpunt van het lichaam.)
Deze verklaring voor de afvlakking van de rotatiecurves is afhankelijk van een bepaalde distributie van de donkere materie (DM) in het sterrenstelsel. DM-theorieën dienen uit te leggen door welke processen of mechanismes die DM-distributie is ontstaan. Lastig omdat DM geen of nauwelijks interactie heeft met gewone materie en DM-deeltjes ook onderling niet met elkaar reageren (geen tegendruk). Een andere manier om het probleem te benaderen is om de zwaartekrachttheorieën aan te passen voor zeer grote afstanden en zeer kleine versnellingen. Er zijn ongeveer tien verschillende 'aangepaste zwaartekrachttheorieën' die vertrekken vanuit de bestaande algemene relativiteitstheorie.[11]
?In hoeverre stroken de donkere-materietheorieën en de aangepaste zwaartekrachttheorieën met de waarnemingen? De donkere-materieheorieën zijn flexibel doordat er altijd donkere materie toegevoegd kan worden om de waarnemingen te laten kloppen. De sterrenstelsels zijn echter niet standaard. Ze hebben verschillende ontstaansgeschiedenissen, ze botsen met elkaar of ze fuseren en hebben veel verschillende vormen. Daarbij is het zeer aannemelijk dat de hoeveelheid donkere materie per sterrenstelsel zeer verschillend zou zijn, te meer daar donkere materie niet of nauwelijks met gewone materie interageert, behalve met de zwaartekracht. In 2016 heeft McGaugh een studie gedaan van meer dan 150 sterrenstelsels waarbij de zwaartekracht werd berekend van de zichtbare massa en de veronderstelde donkere materie. De hoeveelheid berekende donkere materie bleek in een zeer sterke correlatie te staan met de zichtbare materie. Bij de aangepaste zwaartekrachttheorie is de correlatie inherent aan de theorie.[12]
Een bijzonder soort sterrenstelsel is het 'weinig licht'-sterrenstelsel. Daarin zijn de sterren meer gespreid en geven ze in totaal minder licht af. Men ging ervan uit dat er zowel minder zichtbare massa als donkere materie aanwezig is. De orbitale snelheid is echter dezelfde als bij normale sterrenstelsels, wat een veel grotere hoeveelheid van donkere materie impliceert. Bij de donkere-materietheorieën wordt ervan uitgegaan dat bij het ontstaan van sterrenstelsels de verhouding van donkere materie en zichtbare materie gelijk is. Er worden dan hypothesen bedacht om de overtollige zichtbare materie (gaswolken) 'weg te blazen' met straling uit grote sterren en supernova's. Dit is een onwaarschijnlijk en inefficiënt proces waarbij bijna alle energie van supernova's wordt gebruikt om gas weg te blazen uit het sterrenstelsel. Aangepaste zwaartekrachttheorieën hebben geen moeite om deze sterrenstelsels te verklaren. De effecten van de aangepaste zwaartekrachttheorieën treden immers eerder op bij zeer zwakke zwaartekrachtversnellingen. De aangepaste zwaartekrachttheorieën verklaren goed bewegingen van de dwergsterrenstelsels rondom het grote Andromeda-sterrenstelsel. De zwaartekracht vanuit het Andromeda-sterrenstelsel is groter dan de interne zwaartekracht van de dwergsterrenstelsels. De donkere-materietheorieën kunnen dit alleen verklaren door de toevoeging van extra veronderstellingen aan de computersimulaties.[13]
Waarin de zwaartekrachttheorieën minder goed zijn, is het verklaren van de beweging van sterrenstelselclusters. Voor de benadering van het heelal als geheel hebben de meeste aangepaste zwaartekrachttheorieën geen antwoord. De Emergent Gravity-theorie van Erik Verlinde beweert een oplossing te hebben.[14] Als DM niet bestaat en de kosmos hierdoor minder massa bevat dan verondersteld, is ook de hoeveelheid donkere energie nodig voor versnellende expansie van de kosmos te verklaren kleiner.
- Een alternatieve mogelijkheid om de gravitatiekrachten in sterrenstelsels te verklaren is te veronderstellen dat de gravitatiekrachten in sterrenstelsels groter zijn dan de Newtoniaanse bij grote afstanden. Dit kan men doen door te veronderstellen dat de kosmologische constante negatief is. (Deze waarde wordt verondersteld positief te zijn op basis van recente observaties.)
- Een andere mogelijkheid is een veranderende Newtoniaanse dynamica te veronderstellen. Een benadering, voorgesteld door Finzi (1963) en opnieuw door Sanders (1984), is de gravitatiepotentiaal te vervangen door de veralgemeende uitdrukking
- waarin de massa voorstelt, de afstand, de constante van Cavendish en en aanpasbare parameters zijn. Binnen de mechanica van Newton geldt en/of .[bron?]
Al deze benaderingen leiden echter tot moeilijke verklaringen van de verschillende gedragingen van de verschillende sterrenstelsels en clusters, terwijl deze makkelijk te beschrijven zijn door verschillende hoeveelheden donkere materie te veronderstellen. Een andere theorie voor de zwaartekracht moet ook het volgende kunnen verklaren:
- de details van de vele zwaartekrachtslenzen,
- verdeling van de achtergrondstraling,
- de groteschaalstructuren en
- de precisiemetingen in het zonnestelsel.
Een nieuwe zwaartekrachttheorie geeft nu ook een verklaringen voor de ontwikkeling van het heelal en de verdeling van de achtergrondstraling, een moeilijkheid voor de aangepaste zwaartekrachttheorieën.[15][16]
Volgens de donkere-materietheorie en de algemene relativiteitstheorie zouden de sterrenstelsels in hun lokale zwaartekracht en sterrenbewegingen niet beïnvloed mogen zijn door de externe zwaartekracht van de nabij gelegen sterrenstelsels, behalve voor getijdeneffecten. Volgens MOND-zwaartekrachttheorieën zou er een 'external field effect' (EFE) bij sterrenstelsels zijn die onder invloed zijn van externe zwaartekrachtvelden. Met een statische studie van de 'Spitzer Photometry and Accurate Rotation Curves (SPARC)' in sterrenstelsels in combinatie met de schatting van de grootschalige zwaartekrachtvelden in het heelal, is een EFE-effect gemeten. Volgens de auteurs van de studie kan dit niet verklaard worden door donkere-materietheorieën.[17]
Soorten bewerken
Men veronderstelt dat er verschillende soorten donkere materie kunnen zijn:
- Baryonische donkere materie (baryonic dark matter). Dit zijn dezelfde soort deeltjes als ook elders voorkomen (in het bijzonder protonen en neutronen, die beide baryonen zijn, vandaar de naam), maar op plaatsen die ervoor zorgen dat ze niet, zoals de gewone sterren en gaswolken, zichtbaar zijn. Te denken valt aan planeten, bruine dwergen en zwarte gaten.
- Koude donkere materie (cold dark matter), ook wel WIMPs genoemd (voor Weakly Interacting Massive Particles). Dit bestaat uit nog onbekende deeltjes die massa hebben, maar geen lading, en ook niet onderhevig zijn aan de sterke kernkracht. Ze interageren dus alleen via de zwaartekracht en eventueel de zwakke kernkracht of nog onbekende krachten die gewone materie niet voelt. In de loop der jaren zijn heel wat kandidaten voorgesteld; momenteel gelden de deeltjes die door de theorie van de supersymmetrie worden voorspeld (of althans de lichtste en daardoor stabielste daarvan, vermoedelijk het neutralino), als de meest vooraanstaande kandidaten.
- Hete donkere materie (hot dark matter) verschilt daarin van koude donkere materie, dat de afzonderlijke deeltjes zeer licht zijn. Ze bewegen zich daardoor met een snelheid die dicht tegen de lichtsnelheid aanligt. Een voor de hand liggende kandidaat is hier het neutrino, dat, als het massa zou hebben (wat nog niet definitief is aangetoond, maar wel zeer waarschijnlijk lijkt), precies aan de voorwaarden voor hete donkere materie zou voldoen. Er worden echter ook wel andere kandidaten genoemd, zoals het axion.
Berekeningen geven aan dat er vermoedelijk te weinig baryonische materie is om alle donkere materie te verklaren. Dit ligt aan de nucleosynthese in het jonge heelal. De aangetroffen abundanties (relatieve hoeveelheid voorkomen) van de diverse elementen en isotopen leveren daardoor behoorlijk strenge limieten voor de dichtheid van de baryonische materie in het jonge heelal.
Ook een model met alleen hete donkere materie voldoet niet. Hete donkere materie heeft veel minder de neiging om samen te klonteren (dichtheidsvariaties te vormen) dan baryonische en koude materie. Als alle niet-baryonische materie heet zou zijn, zou er daarom onvoldoende samenklontering zijn om het ontstaan van sterrenstelsels te verklaren. Hete donkere materie wordt daarom steeds besproken als een deel van een gemengde theorie voor donkere materie.
Waarnemingen bewerken
Er zijn in 2009 zo'n 20 experimentele projecten om WIMPs te detecteren (Caldwell en Kamionkowski). Het gaat erom de 10 tot 100 keV waar te nemen die een WIMP uit de halo van de Melkweg achterlaat bij botsing met een atoomkern in een detector. Het probleem is dit verschijnsel te scheiden van de enorme ruis.
Het DAMA-experiment in het Gran Sasso-laboratorium onder de Apennijnen gaf aanwijzingen voor een stroom van donkere materie die spoort met de aardbaan door de halo van donkere materie rond de Melkweg. Maar dit resultaat is (nog) niet bevestigd door andere experimenten. De massa van de eenvoudigste supersymmetrische WIMP die werd voorgesteld ter verklaring van de DAMA-bevindingen, werd uitgesloten door andere experimenten.
Een andere mogelijkheid is de waarneming van de annihilatie van WIMPs, waarbij hoog-energetische fotonen en kosmische stralen in de vorm van positronen, antiprotonen en neutrino's vrijkomen met mono-energetische gammastraling. De dichtstbijzijnde bronnen zijn het centrum van de Melkweg, waar de dichtheid van donkere materie hoog is en de kernen van dwergstelsels rond de Melkweg.
In 2008 nam PAMELA - een detector voor kosmische straling op een satelliet - een onverwachte overvloed van positronen waar, net als de ballonproef ATIC die met een calorimeter werkte. Deze positronen zouden afkomstig kunnen zijn van de annihilatie van WIMP's.
Zie ook bewerken
