Donkere materie

Uit Wikipedia, de vrije encyclopedie
Naar navigatie springen Naar zoeken springen
Fysische kosmologie
Een afbeelding van het heelal door het WMAP

Structuur formatie
Toekomst van het heelal
Verdeling van donkere materie en donkere energie in het universum ten opzichte van zichtbare materie volgens metingen van de WMAP (2003). Inmiddels worden iets andere getallen aangehouden.

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]

Donkere materie wordt verondersteld te bestaan om de waargenomen baanbeweging van verre sterren en afgeplatte spiraalvormige sterrenstelsels (zoals ons eigen Melkwegstelsel) te verklaren op een wijze die zowel consistent is met de zwaartekrachttheorie als met de relativiteitstheorie. De zichtbare materie en de inschatte onzichtbare baryonische massa (Uitgedoofde sterren, planeten enz. Die baryonische massa kan vrij goed ingeschat worden met de huidige natuurkundige theorieën en ouderdom van de betrokken sterrenstelsels.) in deze sterrenstelsels hebben namelijk niet genoeg massa om de bewegingssnelheid van de sterrenstelsels in hun baan om het gemeenschappelijk zwaartepunt te kunnen verklaren. Om de bewegingssnelheid met de bestaande zwaartekrachttheorie en de relativiteitstheorie te kunnen verklaren, veronderstellen astronomen dat er extra materie aanwezig is die tot dusverre niet gedetecteerd kan worden.

Donkere materie en afgeplatte spiraalstelsels[bewerken]

Rotatie snelheden van de spiral galaxy Messier 33 (gele and blauwe punten met fout marges), en voorspelling aan de hand van de distributie van de zichbare materie (grijze lijn). Het verschil tussen de twee lijnen kan verklaard worden door het toevoegen van een donkere materie halo rondom het sterrenstelsel. Driehoeknevel

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. De berekeningen van Oort bleken foutief te zijn, maar Fritz Zwicky bewees het idee van Oort in 1933.[2]

Zwicky concludeerde dat er iets moest bestaan als donkere materie. Zijn observaties van sterrenstelsels in de Comacluster toonden bij acht daarvan dat ze snelheden bezaten die vele malen groter waren dan verwacht. De snelheden die Zwicky mat bedroegen 3 miljoen kilometer per uur, wat zou impliceren dat de massa zo'n 50 maal zo groot zou moeten zijn als te verwachten was op grond van de waarnemingen. Zwicky nam aan dat dunkele Materie, donkere materie dus, verantwoordelijk was voor deze hoge snelheden.

Rond 1978 deden de Amerikaanse sterrenkundigen Vera Rubin en Kent Ford snelheidsmetingen op afgeplatte spiraalvormige sterrenstelsels, zoals ons eigen 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 zwaartekrachtsveld zijn. Hiervoor werd aangenomen dat er onzichtbare massa aanwezig was in de sterrenstelsels van donkere, onzichtbare materie.

Het 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 zonnestelsels klonteren. (geen zwarte materie hemellichamen die lokale zwaartekrachteffecten hebben). Zwarte materie elementaire deeltjes reageren niet met elkaar.

Oerknal[bewerken]

1rightarrow blue.svg Zie Oerknal voor het hoofdartikel over dit onderwerp.
Ontwikkeling van het heelal na de oerknal

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, dat is veel meer 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 materie deeltjes aangemaakt zijn tijdens de zeer korte inflatieperiode (10^-32 seconden na t=0) wanneer veel ‘scalars’ deeltjes werden aangemaakt. Het enige bekende 'scalar deeltje' (boson met spin nul) is de Higgsboson. Deze donkere materie zou de verdeling van de latere sterrenstelsels beïnvloeden.[3][4]

Klonters?[bewerken]

Op grond van onderzoek dat in het voorjaar van 2006 is gepubliceerd, beweren onderzoekers van het Instituut voor Astronomie van de Universiteit van Cambridge te hebben berekend dat donkere materie alleen voorkomt in "klonters" met een diameter van ten minste 1000 lichtjaar en een massa van ca. 30 miljoen zonnemassa's. Zij trekken hieruit de conclusie dat de gemiddelde snelheid van de donkere materie ongeveer 9 km/s bedraagt, hetgeen overeenkomt met een relatief hoge temperatuur van ongeveer 10 000 kelvin.[5]

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: 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.

Een verklaring voor deze waarneming is er nog niet. Misschien 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 of 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 een: 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 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.[6]

In hoeverre passen de donkere-materietheorieën (DM) en de aangepaste zwaartekrachttheorieën met de waarnemingen? De DM-theorieën 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 wordt berekend van de zichtbare massa en de veronderstelde DM. De hoeveelheid berekende DM bleek in een zeer sterke correlatie te staan met de zichtbare materie. Bij de aangepaste zwaartekrachttheorie is de correlatie inherent aan de theorie.[7]

Een bijzonder soort sterrenstelsel zijn de 'weinig licht'-sterrenstelsels. Daar zijn de sterren meer gespreid en ze geven in totaal minder licht af. Men ging ervan dat er zowel minder zichtbare massa als DM aanwezig is. De orbitale snelheid is echter dezelfde als bij normale sterrenstelsels, wat een veel grotere hoeveelheid van DM impliceert. Bij de DM-theorieën wordt ervan uitgegaan dat bij het ontstaan van sterrenstelsels de verhouding van DM 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 DM-theorieën kunnen dit alleen verklaren door de toevoeging van extra veronderstellingen aan de computersimulaties.[8]

Waar de zwaartekrachttheorieën minder goed in 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 beweerd een oplossing te hebben[9]. 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 U te vervangen door de veralgemeende uitdrukking
waarin m de massa voorstelt, r de afstand, G de constante van Cavendish en B en ρ aanpasbare parameters zijn. Binnen de mechanica van Newton geldt B = 0 en/of ρ = oneindig.[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:

  1. de details van de vele zwaartekrachtslenzen,
  2. verdeling van de achtergrondstraling,
  3. de groteschaalstructuren en
  4. de precisiemetingen in ons zonnestelsel.

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.

Soorten[bewerken]

Men veronderstelt dat er verschillende soorten donkere materie kunnen zijn:

  • Baryonische donkere materie (baryonic dark matter). Dit zijn dezelfde deeltjes die ook elders voorkomen (in het bijzonder protonen en neutronen, die beiden baryonen zijn, vandaar de naam), maar op plaatsen die ervoor zorgen dat het niet, zoals de gewone sterren en gaswolken, zichtbaar is. 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 daarom stabiele daarvan, vermoedelijk het neutralino) als de meest vooraanstaande kandidaat.
  • 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 te weinig baryonische materie kan zijn 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 aan 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 klonten (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]

De PAMELA detector

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]

  1. Matthew Francis, First Planck results: the Universe is still weird and interesting, Ars Technica, 21 maart 2013
  2. The Hidden Lives of Galaxies: Hidden Mass. Imagine the Universe!. NASA/GSFC.
  3. donkere materie wellicht ouder dan de oerknal nou ja het ontstond tijdens de inflatieperiode, Astroblogs, 18 augustus 2019
  4. Dark matter from scalar field fluctuations, Tommi Tenkanen, 6 augustus 2019
  5. J. Amos, Dark matter comes out of the cold, news.bbc.co.uk (5/2/2006).
  6. Is Dark Matter Real?, Scientific American, special collector's edition, extreme physics, spring 2019, Sabine Hossenfelder & Stacy S. McGaugh, Pagina 59, eerste kolom
  7. Is Dark Matter Real?, Scientific American, special collector's edition, extreme physics, spring 2019, Sabine Hossenfelder & Stacy S. McGaugh, Pagina 59
  8. Is Dark Matter Real?, Scientific American, special collector's edition, extreme physics, spring 2019, Sabine Hossenfelder & Stacy S. McGaugh, Pagina 60
  9. Furthermore, we propose that the thermal excitations responsible for the de Sitter entropy constitute the positive dark energy. In this physical picture the positive dark energy and accelerated expansion are caused by the slow thermalization of the emergent spacetime, bladzijde 4 van Emergent Gravity and the Dark Universe