Τα υπολείμματα του υπερκαινοφανούς αστέρα στον αστερισμό των Ιστίων (Vela) αναδύονται πάνω από την έρημο στον ουράνιο θόλο. Ευγενική προσφορά στο InS του Απόστολου Κυριαζή.
Δρ. Σπύρος Αργυρόπουλος, Αναπληρωτής Καθηγητής στο Τμήμα Φυσικής του ΑΠΘ
ΠΕΡΙΛΗΨΗ
Ποιος ήταν ο πρώτος που πρότεινε την ύπαρξη της σκοτεινής ύλης; Πώς προέκυψε ο όρος ιστορικά; Η συνηθέστερη απάντηση που συναντούμε στη διεθνή βιβλιογραφία προσπαθεί να συμπτύξει δεκαετίες ερευνών καταλήγοντας να είναι λάθος. Στο άρθρο αναλύουμε πώς πραγματικά προέκυψε ο όρος σκοτεινή ύλη και ποιες ήταν οι καίριες συνεισφορές που συνέβαλαν στην καθιέρωσή του.
ΑΟΡΑΤΟΙ ΚΟΣΜΟΙ ΣΤΗΝ ΑΡΧΑΙΑ ΦΙΛΟΣΟΦΙΑ
Υπάρχουν σκοτεινοί κόσμοι, αδιόρατοι ακόμα και με τα πιο σύγχρονα όργανα παρατήρησης; Υπάρχουν άπειροι κόσμοι κι επομένως κάποιοι μπορεί να διαφέρουν από αυτόν που αντιλαμβανόμαστε με τις αισθήσεις μας, υποστήριζε ο Επίκουρος [1]. Αν και αυτή η πρόταση δεν μπορεί να ελεγχθεί επιστημονικά, το ζήτημα της ύπαρξης «αόρατων κόσμων» – ή αντικειμένων που δεν μπορούν να ανιχνευθούν – είτε γιατί βρίσκονται πολύ μακριά, είτε γιατί δεν εκπέμπουν αρκετό φως είτε γιατί είναι «εγγενώς αόρατα» απασχολούσε φιλοσόφους και επιστήμονες απ’ την αρχαιότητα.
Η πρώτη συγκεκριμένη πρόταση για την ύπαρξη ενός σκοτεινού κόσμου ήρθε απ’ τους Πυθαγόρειους φιλοσόφους. Συγκεκριμένα, ο Φιλόλαος φαίνεται να γνώριζε για την ύπαρξη 8 ουρανίων σωμάτων: Ήλιου, Ερμή, Αφροδίτης, Γης, Σελήνης, Άρη, Δία, Κρόνου και παραδεχόταν ότι στο κέντρο του Σύμπαντος βρίσκεται ένα ένατο αντικείμενο, το «Κεντρικόν Πυρ». Επομένως χρειαζόταν ένα δέκατο πλανήτη, για να συμπληρωθεί η «Τετρακτύς», η ιερή δεκάδα των ουράνιων σωμάτων, που αποτελούσε την κεντρική έννοια της φιλοσοφίας των Πυθαγορείων. Βασιζόμενος λοιπόν σε ένα μείγμα παρατηρήσεων και φιλοσοφικών πεποιθήσεων, ο Φιλόλαος πρότεινε ότι στο ηλιακό σύστημα υπάρχει ένας δέκατος πλανήτης, η Αντίχθων, ο οποίος βρίσκεται συνεχώς αντιδιαμετρικά της Γης ως προς το «Κεντρικό Πυρ», και επομένως δε μπορεί να παρατηρηθεί [2] (βλ. Εικ. 1).
Εικόνα 1: (Αριστερά) Τα πέντε εσωτερικά αντικείμενα του αστρονομικoύ μοντέλου του Φιλόλαου με την Αντίχθονα να βρίσκεται συνεχώς αντιδιαμετρικά της Γης ως προς το «Κεντρικό Πυρ» κι όντας επομένως συνεχώς αόρατη από τη Γη. (Δεξιά) Η ιερή Τετρακτύς των Πυθαγορείων, που αποτελείται από 10 αριθμούς τοποθετημένους σε συγκεκριμένη γεωμετρική διάταξη.
ΣΚΟΤΕΙΝΟΙ ΠΛΑΝΗΤΕΣ: ΠΟΣΕΙΔΩΝΑΣ ΚΑΙ ΗΦΑΙΣΤΟΣ
Η ύπαρξη νέων πλανητών επανήλθε στο προσκήνιο πολύ αργότερα, όχι ως απόρροια φιλοσοφικών πεποιθήσεων αλλά αμιγώς μέσω της επιστημονικής μεθοδολογίας. Σημείο καμπής αποτέλεσε η ανακάλυψη της Νευτώνειας μηχανικής και του νόμου της παγκόσμιας έλξης, οι οποίοι δημοσιεύτηκαν στο μνημειώδες έργο του Νεύτωνα Principia το 1687. Η νευτώνεια θεωρία εγκαινίασε μια νέα εποχή για την επιστήμη, στην οποία η σύγκριση παρατηρήσεων με τη θεωρία αποτέλεσε την κινητήρια δύναμη για νέες ανακαλύψεις.
Από τον Νεύτωνα και μετά, μια απόκλιση μεταξύ της θεωρίας και των παρατηρήσεων αποτελούσε την αφετηρία για μια νέα επιστημονική ανακάλυψη. Το πιο διάσημο παράδειγμα αποτελεί η πρόβλεψη της ύπαρξης του πλανήτη Ποσειδώνα. To 1821 o Γάλλος αστρονόμος Alexis Bouvard, εξέδωσε αστρονομικούς πίνακες με την τροχιά του Ουρανού μαζί με προβλέψεις για τη μελοντική θέση της τροχιάς του, όπως αυτή υπολογιζόταν απ’ τους νόμους του Νεύτωνα. Μελλοντικές παρατηρήσεις έδειξαν μεγάλες αποκλίσεις από τις προβλέψεις του Bouvard και επομένως τέθηκε επί τάπητος η ύπαρξη ενός νέου πλανήτη, ο οποίος θα έπρεπε να διαταράσσει την τροχιά του Ουρανού, όπως φαίνεται στην Εικ. 2.
Εικόνα 2: Η τροχιά του Ουρανού (εσωτερικού πλανήτη) διαταράσσεται από τη βαρυτική επίδραση του εξωτερικού πλανήτη (Ποσειδώνα). Στο σημείο b ο Ποσειδώνας έλκει τον Ουρανό αναγκάζοντάς τον να κινηθεί γρηγορότερα απ’ ότι αναμένουμε και στο σημείο a γίνεται το αντίθετο. [Πηγή: RJHall, https://en.wikipedia.org/wiki/Discovery_of_Neptune#]
Το 1845 ο Γάλλος μαθηματικός και αστρονόμος Urbain Le Verrier, απέδειξε κι αυτός ότι η τροχιά του Ουρανού δεν ακολουθεί τις προβλέψεις της νευτώνειας θεωρίας και στη συνέχεια υπολόγισε αρχικά τη θέση και στη συνέχεια τη μάζα και την ακριβή τροχιά ενός νέου αστρονομικού σώματος, το οποίο προκαλούσε τις διαταραχές στην τροχιά του Ουρανού και έστειλε τους υπολογισμούς του στο αστεροσκοπείο του Βερολίνου. Ο υπολογισμός του Le Verrier ήταν τόσο ακριβής που μέσα σε μόλις 24 ώρες, ανακοινώθηκε η ανακάλυψη του πλανήτη Ποσειδώνα με 1 μοίρα απόκλιση από τη θέση που είχε προβλεφθεί [3].
Ο Ποσειδώνας δεν ήταν ένας αόρατος πλανήτης όπως η Αντίχθων, αλλά ένας πολύ αμυδρός πλανήτης, ο οποίος παρέμενε μέχρι κάποια στιγμή αόρατος λόγω του μικρού φαινομένου μεγέθους του, αλλά έγινε ορατός με την πρόοδο των οργάνων παρατήρησης.
Αξίζει να σημειωθεί ότι ο Le Verrier πρότεινε το 1859 ακόμα έναν σκοτεινό πλανήτη, τον Ήφαιστο, για να εξηγήσει παρατηρούμενες ανωμαλίες στην τροχιά του Ερμή. Ο Ήφαιστος δεν παρατηρήθηκε ποτέ και τελικά ο Einstein απέδειξε ότι η ανωμαλίες στην τροχιά του Ερμή δεν προκαλούνταν από ένα νέο πλανήτη αλλά από την καμπύλωση του χώρου γύρω απ’ τον Ήλιο λόγω της μεγάλης βαρύτητάς του.
ΜΕΛΑΝΕΣ ΟΠΕΣ: MICHELL KAI LAPLACE
Πέρα από την ύπαρξη σκοτεινών πλανητών, ένα λογικό άλμα στην ύπαρξη νέων «σκοτεινών κόσμων», αστρονομικών αντικειμένων που δεν μπορούν να ανιχνευθούν άμεσα ήταν η πρόταση για την ύπαρξη μελανών οπών, από τον John Michell και τον Pierre Simon de Laplace το 1783 και 1796 αντίστοιχα, οι οποίοι υπολόγισαν ότι για αντικείμενα με πολύ μεγάλη μάζα και πυκνότητα, η ταχύτητα διαφυγής [4] θα ξεπερνούσε την ταχύτητα του φωτός και επομένως τέτοια αντικείμενα δεν θα μπορούσαν να εκπέμψουν ή να ανακλάσουν το φως. Θα φαίνονταν δηλαδή σαν «μαύρες τρύπες πάνω στον έναστρο ουράνιο καμβά.
Εικόνα 3: Προσομοιωμένη εικόνα μιας μαύρης τρύπας ενός γαλαξία. Η τεράστια βαρύτητά της προκαλεί την καμπύλωση των ακτίνων φωτός γύρω της, με αποτέλεσμα τα είδωλα των αστέρων που βρίσκονται πίσω της να φαίνονται παραμορφωμένα. [Πηγή: https://www.nasa.gov/image-article/computer-simulated-image-of-supermassive-black-hole/]
Το 1916, εν μέσω του Α’ Παγκοσμίου Πολέμου, ο Karl Schwarzschild, ο οποίος την περίοδο εκείνη υπηρετούσε ως εθελοντής στο γερμανικό στρατό, επιβεβαίωσε την πρόβλεψη του Laplace, αποδεικνύοντας μαθηματικά βάσει της Γενικής Θεωρίας της Σχετικότητας, ότι μια μαύρη τρύπα μπορεί να υπάρξει. Το 1939 o Robert Oppenheimer και ο μαθητής του Hartland Snyder, απέδειξαν ότι μαύρες τρύπες μπορεί να προέλθουν από την εξέλιξη ενός αστέρα με πολύ μεγάλη μάζα, όταν αυτός εξαντλήσει τα πυρηνικά του καύσιμα και αρχίσει να καταρρέει βαρυτικά. To 1966 oι Σοβιετικοί Yakov Zeldovich και Igor Novikov απέδειξαν ότι μαύρες τρύπες μπορούν επίσης να δημιουργηθούν στο πρώιμο σύμπαν (λίγο μετά τη μεγάλη έκρηξη (Big Bang)) σε περιοχές μεγάλης πυκνότητας. Οι μαύρες τρύπες που προέρχονται από την εξέλιξη ενός αστέρα ονομάζονται αστρικές μαύρες τρύπες, ενώ εκείνες που δημιουργούνται στο πρώιμο σύμπαν ονομάζονται αρχέγονες μαύρες τρύπες.
Η πρώτη επιβεβαίωση για την ύπαρξη μιας μαύρης τρύπας ήρθε σχεδόν δύο αιώνες αργότερα με την παρατήρηση της πηγής ακτίνων-Χ που ονομάστηκε Κύκνος-Χ1 και βέβαια πιο πρόσφατα από την παρατήρηση βαρυτικών κυμάτων από τη συγχώνευση δύο μελανών οπών και την απεικόνιση της μαύρης τρύπας στο κέντρο του Γαλαξία μας απ’ το Event Horizon Telescope. Όλες αυτές είναι αστρικές μαύρες τρύπες, ενώ αρχέγονες μαύρες τρύπες δεν έχουν ακόμα παρατηρηθεί.
Αξίζει να σταθούμε στο γεγονός ότι ενώ μια μαύρη τρύπα μπορεί να φαντάζει εξ ορισμού τελείως αόρατη, μπορεί να γίνει αισθητή έμμεσα μέσω της βαρυτικής της επίδρασης στο περιβάλλον. Αυτό γίνεται με 4 τρόπους σήμερα: 1) την ανίχνευση ακτινοβολίας που εκπέμπεται από υλικό που πέφτει μέσα στη μαύρη τρύπα, 2) της βαρυτικής εστίασης, δηλ. της παραμόρφωσης των ειδώλων των αντικειμένων που βρίσκονται πίσω από μια μαύρη τρύπα, λόγω της καμπύλωσης του φωτός γύρω από αυτήν, 3) της επίδρασης των μελανών οπών στις τροχιές των κοντινών σε αυτές αντικειμένων και 4) στην ανίχνευση βαρυτικών κυμάτων. Η ιδέα της ανίχνευσης μάζας μέσω της βαρυτικής της επίδρασης θα παίξει κεντρικό ρόλο στην ανίχνευση της σκοτεινής ύλης.
Αξίζει να σημειωθεί ότι η δυνατότητα να ανιχνεύσουμε μαύρες τρύπες έστω και με αυτούς τους έμμεσους τρόπους βασίζεται αποκλειστικά στο γεγονός ότι οι μαύρες τρύπες έχουν τεράστια μάζα κι επομένως η βαρυτική επίδραση στο περιβάλλον τους είναι σημαντική [4]. Πιο μικρές μαύρες τρύπες θα μπορούσαν θεωρητικά να παρατηρηθούν μέσω της ακτινοβολίας Hawking που εικάζεται ότι εκπέμπουν, αλλά κάτι τέτοιο δεν έχει γίνει μέχρι στιγμής.
ΣΚΟΤΕΙΝΑ ΣΩΜΑΤΑ ΚΑΙ ΑΔΙΟΡΑΤΗ ΥΛΗ: ΚELVIN KAI POINCARE
Με την ανακάλυψη της αστροφωτογραφίας στα τέλη του 19ου αιώνα, οι φυσικοί αντιλήφθηκαν ότι τα άστρα του γαλαξία μας περιβάλλονται από εκτεταμένες σκοτεινές περιοχές κι άρχισαν να αναρωτιούνται αν οι περιοχές αυτές είναι σκοτεινές λόγω της έλλειψης άστρων ή λόγω της ύπαρξης αόρατης ύλης που απορροφά το φως.
Ο Λόρδος Κέλβιν πίστευε ότι αυτά τα κενά που παρατηρούνταν στις αστροφωτογραφίες μπορεί να ήταν σβησμένα άστρα, ή άστρα πολύ αμυδρά, για να παρατηρηθούν και ήταν απ’ τους πρώτους που προσπάθησαν να υπολογίσουν (Kelvin, 1904) την ποσότητα των «σκοτεινών σωμάτων» στο γαλαξία, θεωρώντας τον ως ένα αέριο που περιστρέφεται.
Ο Γάλλος μαθηματικός Henri Poincare βασιζόμενος στον υπολογισμό του Kelvin έφτασε το 1906 στο συμπέρασμα ότι εφόσον η διασπορά των αστρικών ταχυτήτων που υπολόγισε ο Kelvin δεν είναι πολύ μεγάλη, η «αδιόρατη ύλη» (matiere obscure στα γαλλικά στο πρωτότυπο) θα πρέπει να είναι ίση ή μικρότερη απ’ την ύλη που ακτινοβολεί (Poincare, 1906).
Ενώ αυτές ήταν οι πρώτες συγκεκριμένες αναφορές στη σκοτεινή ύλη, o υπολογισμός του Kelvin περιείχε αρκετές υπεραπλουστευτικές υποθέσεις, οι οποίες κατέληγαν στο ποιοτικά εσφαλμένο αποτέλεσμα ότι η ποσότητα σκοτεινής ύλης είναι μικρότερη από αυτή της φωτεινής ύλης.
Η ΜΕΡΑ ΠΟΥ ΑΝΑΚΑΛΥΨΑΜΕ ΤΟ ΣΥΜΠΑΝ: KAPTEYN, HUBBLE KAI OORT
Στις αρχές του 20ού αιώνα ο Ολλανδός αστρονόμος Jakobus Kapteyn μέτρησε αναλυτικά τις θέσεις και τις ταχύτητες χιλιάδων αστέρων και πρότεινε το πρώτο μοντέλο που περιέγραφε τη δομή του γαλαξία μας υπολογίζοντας τη μάζα και το μέγεθός του, αναφέροντας μάλιστα, το 1922, ότι όταν η «θεωρία (σ.σ.: της γαλαξιακής δομής) τελειοποιηθεί, θα είναι ίσως δυνατόν να υπολογίσουμε το ποσό της σκοτεινής ύλης μέσω της βαρυτικής της επίδρασης» (Kapteyn, 1922).
Είναι αρκετά παράδοξο ότι μέχρι και πριν από 100 χρόνια η επιστημονική κοινή γνώμη ενώ μιλούσε για «σύμπαν», θεωρούσε ότι δεν υπάρχουν γαλαξίες πέρα από τον δικό μας. Πρώτος ο Edwin Hubble το 1924 παρατήρησε κηφείδες αστέρες στο γαλαξία της Ανδρομέδας και απέδειξε [5] ότι η απόστασή τους είναι πολύ μεγαλύτερη από την έκταση του Γαλαξία μας (Hubble, 1929), επομένως θα πρέπει να ανήκουν σε ένα διαφορετικό γαλαξία. Αυτή ήταν η πρώτη επιστημονική απόδειξη ότι το σύμπαν αποτελείται από περισσότερους γαλαξίες και άνοιξε το δρόμο για τις μεγάλες αστρονομικές ανακαλύψεις που ακολούθησαν με καταιγιστικό ρυθμό.
Ο μαθητής του Kapteyn, Ολλανδός αστρονόμος Jan Oort, ήταν ο πρώτος που απέδειξε το 1927 ότι ο γαλαξίας μας περιστρέφεται και μάλιστα όπως το ηλιακό σύστημα, δηλαδή τα εσωτερικά μέρη περιστρέφονται πιο γρήγορα από τα εξωτερικά (Oort, 1927). Εκτός αυτού, ο Oort υπολόγισε την πυκνότητα της σκοτεινής ύλης στην περιοχή του ηλιακού συστήματος (Oort, 1932), μια ποσότητα κεντρικής σημασίας ακόμα και για τα σημερινά πειράματα που προσπαθούν να ανακαλύψουν τη σκοτεινή ύλη, καταλήγοντας κι αυτός στο συμπέρασμα ότι «η συνολική μάζα της νεφελώδους ή μετεωρικής ύλης κοντά στον ήλιο είναι… πιθανότατα πολύ μικρότερη απ’ τη συνολική μάζα των ορατών αστέρων».
Βλέπουμε επομένως ότι:
-
- Ο όρος «σκοτεινή ύλη» και άλλες παρόμοιες εκφορές τις ίδιας έννοιας εμφανίζονται στη βιβλιογραφία πολύ πριν το 1930.
- Η επιστημονική κοινότητα όχι μόνο υπέθετε την παρουσία σκοτεινής ύλης στο γαλαξία αλλά γίνονταν και προσπάθειες για τον υπολογισμό της πυκνότητάς της, μάλιστα με δυναμικές μεθόδους που χρησιμοποιήθηκαν και μεταγενέστερα.
- Η επικρατούσα αντίληψη εκείνη την εποχή ήταν ότι η «σκοτεινή/νεφελώδης/μετεωρική/αδιόρατη» ύλη αποτελούνταν από αχνά άστρα, νεφελώματα ή μετεωρίτες, τα οποία απλά δεν μπορούσαν ακόμα να παρατηρηθούν με την τεχνολογία της εποχής.
ΜΕΤΡΩΝΤΑΣ ΤΗΝ ΤΑΧΥΤΗΤΑ ΕΝΟΣ ΓΑΛΑΞΙΑ
Οι αστρονομικές παρατηρήσεις της περιστροφής γαλαξιών και γαλαξιακών σμηνών έπαιξαν κεντρικό ρόλο στην καθιέρωση της ύπαρξης της σκοτεινής ύλης στο σύμπαν. Πώς όμως μπορούμε να μετρήσουμε την ταχύτητα ενός μακρινού γαλαξία ως προς τη Γη; Αυτό γίνεται μέσω του φαινομένου Doppler, το οποίο είναι γνωστό σε όλους μας: σε αυτό το φαινόμενο οφείλεται η αλλαγή στη συχνότητα της σειρήνας ενός ασθενοφόρου όταν πλησιάζει προς ή απομακρύνεται από εμάς. Αυτό οφείλεται στο γεγονός ότι ο ήχος είναι ένα κύμα και η συχνότητα με την οποία διασχίζουμε τις κορυφές του κύματος καθορίζει τη συχνότητα του ήχου που αντιλαμβανόμαστε (Εικ. 4). Το ίδιο συμβαίνει και με το φως, καθώς κι αυτό είναι ένα (ηλεκτρομαγνητικό) κύμα. Παρατηρώντας τις φασματικές γραμμές ενός γαλαξία και συγκρίνοντάς τις με τα ίδια φάσματα όπως τα μετράμε στη γη μπορούμε να προσδιορίσουμε αν ο γαλαξίας πλησιάζει ή απομακρύνεται από τη γη και με τι ταχύτητα.
Από την ταχύτητα περιστροφής μπορούμε επίσης να εκτιμήσουμε τη μάζα ενός γαλαξία. Όπως γνωρίζουμε απ’ την καθημερινή μας εμπειρία σε ένα αντικείμενο που περιστρέφεται ασκούνται δυνάμεις που το συγκρατούν σε τροχιά. Για παράδειγμα αν δέσετε έναν κουβά με ένα σκοινί και τον περιστρέψετε, θα νιώθετε μια δύναμη απ’ το σκοινί να τραβάει το χέρι σας προς τα έξω. Αυτή ονομάζεται φυγόκεντρος και είναι η αντίδραση στη «κεντρομόλο» δύναμη που ασκεί το χέρι σας (μέσω του σκοινιού) στον κουβά, εξαναγκάζοντάς τον να κινηθεί σε κυκλική τροχιά. Όσο γρηγορότερα περιστρέφεται ο κουβάς τόσο μεγαλύτερη θα είναι η δύναμη που θα πρέπει να ασκήσετε. Το ίδιο γίνεται και με ένα γαλαξία ή ένα σμήνος γαλαξιών που περιστρέφεται. Όσο πιο γρήγορη είναι η περιστροφή, τόσο μεγαλύτερη θα πρέπει να είναι η δύναμη που ασκείται, για να συγκρατείται το σύστημα σε τροχιά και να μην εκσφενδονιστεί. Στην περίπτωση αυτή η δύναμη δεν ασκείται μέσω σκοινιών αλλά αντιστοιχεί απλά στη βαρυτική έλξη που δημιουργείται από το σύνολο των μαζών μες στο γαλαξία/γαλαξιακό σμήνος. Επομένως συμπεραίνουμε ότι όσο γρηγορότερα περιστρέφεται ένας γαλαξίας/σμήνος, τόσο μεγαλύτερη μάζα θα πρέπει να περιέχει.
Επιπλέον αν θεωρήσουμε ότι τα περισσότερα άστρα βρίσκονται στην κεντρική περιοχή ενός γαλαξία, περιμένουμε η βαρυτική έλξη να μειώνεται προς το εξωτερικό του, επομένως περιμένουμε τα άστρα στις εξωτερικές περιοχές ενός γαλαξία να περιστρέφονται πιο αργά από τα άστρα στο εσωτερικό του.
Οι πρώτες μετρήσεις της περιστροφής αστρονομικών αντικειμένων έγιναν χρησιμοποιώντας τα κοντινότερα και πιο εύκολα παρατηρήσιμα αντικείμενα [6], το γαλαξία της Ανδρομέδας (τον πιο κοντινό γαλαξία στο δικό μας) και το γαλαξιακό σμήνος της Κόμης, που βρίσκεται στον αστερισμό της Κόμης της Βερενίκης (Εικ. 5).
Εικόνα 4: Απεικόνιση του φαινομένου Doppler. Αριστερά: στην περίπτωση των ηχητικών κυμάτων μια ηχητική πηγή που πλησιάζει έναν παρατηρητή φαίνεται να εκπέμπει υψηλότερης συχνότητας ήχο από μια πηγή που απομακρύνεται από έναν παρατηρητή. Δεξιά: το φως ενός γαλαξία που πλησιάζει προς τη γη φαίνεται να είναι μετατοπισμένο προς μεγαλύτερες συχνότητες (κυανό) ενώ αν ο γαλαξίας απομακρύνεται ο παρατηρητής βλέπει το φως του μετατοπισμένο προς το ερυθρό.
Από την ταχύτητα περιστροφής μπορούμε επίσης να εκτιμήσουμε τη μάζα ενός γαλαξία. Όπως γνωρίζουμε απ’ την καθημερινή μας εμπειρία σε ένα αντικείμενο που περιστρέφεται ασκούνται δυνάμεις που το συγκρατούν σε τροχιά. Για παράδειγμα αν δέσετε έναν κουβά με ένα σκοινί και τον περιστρέψετε, θα νιώθετε μια δύναμη απ’ το σκοινί να τραβάει το χέρι σας προς τα έξω. Αυτή ονομάζεται φυγόκεντρος και είναι η αντίδραση στη «κεντρομόλο» δύναμη που ασκεί το χέρι σας (μέσω του σκοινιού) στον κουβά, εξαναγκάζοντάς τον να κινηθεί σε κυκλική τροχιά. Όσο γρηγορότερα περιστρέφεται ο κουβάς τόσο μεγαλύτερη θα είναι η δύναμη που θα πρέπει να ασκήσετε. Το ίδιο γίνεται και με ένα γαλαξία ή ένα σμήνος γαλαξιών που περιστρέφεται. Όσο πιο γρήγορη είναι η περιστροφή, τόσο μεγαλύτερη θα πρέπει να είναι η δύναμη που ασκείται, για να συγκρατείται το σύστημα σε τροχιά και να μην εκσφενδονιστεί. Στην περίπτωση αυτή η δύναμη δεν ασκείται μέσω σκοινιών αλλά αντιστοιχεί απλά στη βαρυτική έλξη που δημιουργείται από το σύνολο των μαζών μες στο γαλαξία/γαλαξιακό σμήνος. Επομένως συμπεραίνουμε ότι όσο γρηγορότερα περιστρέφεται ένας γαλαξίας/σμήνος, τόσο μεγαλύτερη μάζα θα πρέπει να περιέχει.
Επιπλέον αν θεωρήσουμε ότι τα περισσότερα άστρα βρίσκονται στην κεντρική περιοχή ενός γαλαξία, περιμένουμε η βαρυτική έλξη να μειώνεται προς το εξωτερικό του, επομένως περιμένουμε τα άστρα στις εξωτερικές περιοχές ενός γαλαξία να περιστρέφονται πιο αργά από τα άστρα στο εσωτερικό του.
Οι πρώτες μετρήσεις της περιστροφής αστρονομικών αντικειμένων έγιναν χρησιμοποιώντας τα κοντινότερα και πιο εύκολα παρατηρήσιμα αντικείμενα [6], το γαλαξία της Ανδρομέδας (τον πιο κοντινό γαλαξία στο δικό μας) και το γαλαξιακό σμήνος της Κόμης, που βρίσκεται στον αστερισμό της Κόμης της Βερενίκης (Εικ. 5).
Εικόνα 5: Χάρτης του καλοκαιρινού ουρανού της Ελλάδας με τους κύριους αστερισμούς. Διακρίνουμε τον Γαλαξία της Ανδρομέδας (Μ31) μεταξύ των αστερισμών της Ανδρομέδας και της Κασσιόπειας, το Γαλαξία του Τριγώνου (Μ33) μεταξύ του αστερισμού του τριγώνου και των Ιχθύων, καθώς και τον αστερισμό της Κόμης της Βερενίκης στα δυτικά της Μεγάλης Άρκτου (Ursa Major), ο οποίος φιλοξενεί το γαλαξιακό σμήνος της Κόμης (Coma cluster). [Πηγή: https://stellarium-web.org/]
ΑΝΔΡΟΜΕΔΑ ΚΑΙ ΚΟΜΗ ΤΗΣ ΒΕΡΕΝΙΚΗΣ – ΟΙ ΠΡΩΤΕΣ ΕΝΔΕΙΞΕΙΣ ΓΙΑ ΤΗΝ ΥΠΑΡΞΗ ΣΚΟΤΕΙΝΗΣ ΥΛΗΣ
To 1914 o αμερικανός αστρονόμος Vesto Slipher παρατήρησε (Slipher, 1914) ότι αντιδιαμετρικά σημεία του γαλαξία της Ανδρομέδας κινούνται σε διαφορετικές κατευθύνσεις, αποδεικνύοντας έτσι για πρώτη φορά ότι οι γαλαξίες περιστρέφονται [7]. To 1917 o αμερικανός αστρονόμος Francis Pease μέτρησε την περιστροφή της κεντρικής περιοχής του γαλαξία της Ανδρομέδας σε αποστάσεις μέχρι περίπου 0.5 kpc απ’ το κέντρο της (Pease, 1918), δείχνοντας ότι η ταχύτητα περιστροφής αυξάνεται γραμμικά όσο απομακρυνόμαστε απ’ το κέντρο.
Ύστερα από αρκετά χρόνια, το 1930, ο Σουηδός αστρονόμος Knut Lundmark μέτρησε τις ταχύτητες περιστροφής πέντε γαλαξιών (μεταξύ των οποίων ο γαλαξίας της Ανδρομέδας και ο γαλαξίας του Τριγώνου) και σύγκρινε τις τιμές που βρήκε με αυτές που θα περίμενε βάσει της μάζας των ορατών αστέρων τους, αποδεικνύοντας ότι η συνολική μάζα που πρέπει να έχουν οι γαλαξίες για να συντηρήσουν τόσο μεγάλες ταχύτητες περιστροφής πρέπει να είναι έως και 100 φορές μεγαλύτερη από την ορατή μάζα τους (Lundmark, 1930). Μάλιστα στη δημοσίευσή του έκανε λόγο για «σκοτεινά σώματα» που αποτελούνται από «σβησμένα άστρα, σκοτεινά νεφελώματα, μετεωρίτες, κομήτες, κλπ». Αυτή ήταν η πρώτη, εξ’ όσων γνωρίζουμε, εργασία που πρότεινε ότι υπάρχει περίσσεια σκοτεινής ύλης στους γαλαξίες. Το όνομα του Lundmark έμεινε στην αφάνεια ίσως κυρίως επειδή οι μετρήσεις του είχαν σχετικά μεγάλο σφάλμα και κάλυπταν μόνο μια μικρή περιοχή γύρω από το κέντρο κάθε γαλαξία (λιγότερο από το 1/10 του γαλαξιακού δίσκου), αφήνοντας περιθώριο για εναλλακτικές ερμηνείες.
Tο 1939, ο αμερικανός αστρονόμος Horace Babcock προσδιόρισε την ταχύτητα περιστροφής του γαλαξία της Ανδρομέδας καλύπτοντας αποστάσεις μέχρι 20 kpc [8] από το κέντρο της (σχεδόν το μισό του γαλαξιακού δίσκου) βρίσκοντας ότι τα εξωτερικά μέρη του γαλαξία περιστρέφονται πολύ πιο γρήγορα απ’ ότι αναμενόταν (Babcock, 1939). Ο ίδιος έγραψε ότι «είναι προφανές ότι τα εξωτερικά μέρη του νεφελώματος (σ.σ.: γαλαξία της Ανδρομέδας) είτε εμπεριέχουν μια μεγάλη ποσότητα μη φωτεινής ύλης (σ.σ.: σκοτεινής ύλης) είτε οι τροχιές έχουν σημαντικές αποκλίσεις από την κυκλικότητα». Οι μετρήσεις αυτές του Babcock ενώ έθεσαν τα θεμέλια για τις μετρήσεις των γαλαξιακών καμπυλών περιστροφής, δεν ήταν αρκετές, για να θεμελιώσουν την ύπαρξη σκοτεινής ύλης, γιατί αφορούσαν ένα και μοναδικό γαλαξία και μάλιστα ο ίδιος σχολίαζε επιφυλακτικά ότι «η απορρόφηση μπορεί να παίζει πολύ σημαντικό ρόλο στο εξωτερικό του γαλαξία», επομένως οι μεγάλες ταχύτητες να μην οφείλονται στην παρουσία σκοτεινής ύλης.
Όσον αφορά την περιστροφή γαλαξιακών σμηνών, το 1931 o Edwin Hubble και o Milton Humason (Hubble & Humason, 1931) μέτρησαν την ερυθρομετατόπιση των γαλαξιών στο γαλαξιακό σμήνος της Κόμης. Είναι αξιοπερίεργο ότι ενώ τα δεδομένα των Hubble και Humason έδειχναν ότι κάποιοι γαλαξίες είχαν πολύ μεγαλύτερες ταχύτητες απ’ το μέσο όρο του σμήνους, οι αμερικάνοι επιστήμονες δεν προχώρησαν στην ερμηνεία αυτής της παρατήρησης, καθώς κύριο μέλημά τους δεν ήταν η μελέτη της σκοτεινής ύλης αλλά η συσχέτιση της ερυθρομετατόπισης με την απόσταση, κάτι το οποίο είχε χρησιμοποιήσει ο Hubble δύο χρόνια πριν, για να αποδείξει τη διαστολή του σύμπαντος.
FRITZ ZWICKY: ΣΚΟΤΕΙΝΗ ΥΛΗ ΣΕ ΓΑΛΑΞΙΑΚΑ ΣΜΗΝΗ
Ο Ελβετός αστρονόμος Fritz Zwicky θεωρείται απ’ τους περισσότερους ως πρωτοπόρος στην ανακάλυψη της σκοτεινής ύλης. To 1933 o Zwicky ανέλυσε τα δεδομένα των Hubble και Humason και παρατήρησε κι αυτός τη μεγάλη διασπορά ταχυτήτων, πηγαίνοντας όμως ένα βήμα παραπέρα.
Ο Zwicky θεώρησε ότι το σμήνος είναι ένα ευσταθές δυναμικό σύστημα και εφάρμοσε το θεώρημα Virial, που συνδέει την κινητική με τη δυναμική του ενέργεια, οι οποίες με τη σειρά τους εξαρτώνται από τη μάζα και το μέγεθος του συστήματος και τη διασπορά των ταχυτήτων των γαλαξιών του σμήνους (Zwicky, 1933). Κάνοντας κάποιες υποθέσεις για τον όγκο και την ολική μάζα του συστήματος, βασιζόμενος στη μέση μάζα ενός γαλαξία, ο Zwicky υπολόγισε ότι η διασπορά των ταχυτήτων θα έπρεπε να είναι περίπου 80 km/s ενώ οι μετρούμενες τιμές ήταν 1000 km/s ή και περισσότερο. Κατέληξε λοιπόν στο εξής συμπέρασμα:
«Για να επιτευχθεί η παρατηρούμενη τιμή ενός μέσου φαινομένου Doppler 1000 km/s ή παραπάνω, η μέση πυκνότητα του συστήματος της Κόμης θα έπρεπε να είναι 400 φορές μεγαλύτερη απ’ αυτή που εξάγουμε από παρατηρήσεις της φωτεινής ύλης. Αν αυτό επιβεβαιωθεί θα έχουμε το εκπληκτικό αποτέλεσμα ότι η σκοτεινή ύλη υπάρχει σε πολύ μεγαλύτερη ποσότητα από τη φωτεινή ύλη».
Μάλιστα σε αντίθεση με τους προκατόχους του, αφού εξέτασε πιθανές εναλλακτικές ερμηνείες για την απορρόφηση του φωτός από μεσοαστρικό υλικό κλπ, τις απέρριψε ως αμελητέες, καταλήγοντας ότι «η μεγάλη διασπορά ταχυτήτων στο σύστημα της Κόμης κρύβει ένα πρόβλημα που δεν έχει ακόμα κατανοηθεί».
Στις περισσότερες επιστημονικές ομιλίες, ακόμα και βιβλία για τη σκοτεινή ύλη, η παραπάνω φράση παρουσιάζεται ως η πρώτη φορά που εισήχθηκε ο όρος σκοτεινή ύλη. Όπως είδαμε κάτι τέτοιο δεν ισχύει σε καμία περίπτωση. Διαβάζοντας το άρθρο του Zwicky καταλαβαίνει κανείς ότι ο όρος «σκοτεινή ύλη» χρησιμοποιείται χωρίς να οριστεί (τουλάχιστον στο συγκεκριμένο άρθρο), το οποίο σημαίνει ότι ο Zwicky απλά ακολουθεί την ορολογία που ήταν διαδεδομένη στους αστρονόμους εκείνης της εποχής (σε συνέχεια της δουλειάς των Oort, Kapteyn και Lundmark). Ο Zwicky ορίζει τον όρο σκοτεινή ύλη σε μετέπειτα άρθρο του (Zwicky, 1937) ως «ψυχρά άστρα, μακροσκοπικά και μικροσκοπικά συμπαγή σώματα και αέρια», το οποίο παρεμπιπτόντως γνωρίζουμε σήμερα ότι δεν είναι σωστό.
Γιατί λοιπόν ο Zwicky θεωρείται ο πρώτος που εισήγαγε τον όρο σκοτεινή ύλη; Καταρχάς ήταν ο πρώτος που πρότεινε ότι η σκοτεινή ύλη είναι περισσότερη απ’ τη φωτεινή και μάλιστα κατά έναν τεράστιο παράγοντα (400 φορές) και ο πρώτος που επέμεινε στο ότι εναλλακτικές ερμηνείες δεν μπορούν να επιλύσουν το πρόβλημα των μεγάλων ταχυτήτων που παρατηρούνται στα γαλαξιακά σμήνη. Το πρόβλημα επομένως της σκοτεινής ύλης παρουσιάστηκε για πρώτη φορά ως ένα σημαντικό πρόβλημα στη θεωρία που χρήζει επίλυσης.
Παρόλα αυτά την περίοδο εκείνη, η κοινή γνώμη δεν αποδεχόταν τους υπολογισμούς του Zwicky για διάφορους λόγους. Ο σημαντικότερος ήταν η θεώρηση του σμήνους της Κόμης ως ένα σύστημα σε ισορροπία. Πολλοί υποστήριζαν ότι οι γαλαξίες που είχαν μεγάλη ταχύτητα δεν ανήκαν στο σύστημα της Κόμης κι ότι το σμήνος της Κόμης δε βρίσκεται σε ισορροπία επομένως το θεώρημα Virial δεν ισχύει. Χρειάστηκαν αρκετά χρόνια ακόμα, για να γίνει αποδεκτή η έννοια της σκοτεινής ύλης.
VERA RUBIN: ΣΚΟΤΕΙΝΗ ΥΛΗ ΣΤΟΥΣ ΓΑΛΑΞΙΕΣ
Όπως είδαμε πριν, οι μετρήσεις της ταχύτητας περιστροφής γαλαξιών και η σύνδεσή τους με τον υπολογισμό της σκοτεινής ύλης είχε αρχίσει από το 1930, πριν από τις εργασίες του Zwicky, το οποίο καταδεικνύει ότι οι αστρονόμοι της εποχής ήταν ανοικτοί στο ενδεχόμενο να υπάρχει σκοτεινή ύλη στους γαλαξίες. Οι υπολογισμοί του Lundmark και του Babcock αλλά και πολλοί μεταγενέστεροι [9] εγείραν διάφορες αντιρρήσεις σχετικά με το μικρό δείγμα γαλαξιών που χρησιμοποιούσαν, τον περιορισμό τους σε μικρές αποστάσεις από τα γαλαξιακά κέντρα και τα μεγάλα σφάλματά τους.
Σημείο καμπής αποτέλεσε η δουλειά της Αμερικανίδας αστρονόμου Vera Rubin, η οποία μαζί με τους συνεργάτες της Kent Ford και Robert Thonnard, δημοσίευσαν τις πρώτες οπτικές μετρήσεις αρχικά μόνο του γαλαξία της Ανδρομέδας (Rubin & Ford, 1970) και στη συνέχεια ενός συνόλου από 21 γαλαξίες (Rubin et al, 1978), καλύπτοντας πάνω από το 80% της γαλαξιακής (οπτικής) ακτίνας. Οι μετρήσεις τους (Εικ. 6) έδειξαν ότι η ταχύτητα περιστροφής των γαλαξιών δε μειώνεται προς το εξωτερικό τους, όπως αναμένει κανείς λόγω μείωσης μάζας (συνεπώς και της βαρυτικής έλξης) αλλά αντίθετα παραμένει σταθερή, πράγμα το οποίο υποδεικνύει την παρουσία μιας επιπλέον συνιστώσας ύλης που διαθέτει βαρυτικές αλληλεπιδράσεις αλλά δε φωτοβολεί.
Οι παρατηρήσεις αυτές με τη συστηματική μέθοδο παρατήρησης πολλών γαλαξιών. τη συστηματική μέθοδο αποκλεισμού σφαλμάτων που δεν άφηνε περιθώρια σε εναλλακτικές ερμηνείες και το γεγονός ότι κάλυψαν μεγάλη έκταση του γαλαξιακού δίσκου ανάγκασε την επιστημονική κοινότητα να αποδεχθεί ότι θα πρέπει να υπάρχει σκοτεινή ύλη στους γαλαξίες και πολλοί θεωρούν ότι η δουλειά αυτή άξιζε να τιμηθεί με το βραβείο Nobel.
Εικόνα 6: (Πάνω) Μετρήσεις της ταχύτητας περιστροφής του γαλαξία του τριγώνου στο ορατό (κίτρινες κουκίδες) και σε ραδιοσυχνότητες (μπλε κουκίδες). Η πρόβλεψη της ταχύτητας περιστροφής βάσει της μετρούμενης φωτεινής μάζας του γαλαξία φαίνεται με γκρι διακεκομένη γραμμή. (Κάτω) Μετρήσεις ταχυτήτων περιστροφής διαφόρων γαλαξιών από το (Rubin et al, 1978). [Πηγές: https://en.wikipedia.org/wiki/Galaxy_rotation_curve, (Rubin et al, 1978)]
Αξίζει να αναφέρουμε εν συντομία ότι παράλληλα με τις οπτικές μετρήσεις της Rubin και των συνεργατών της, παρατηρήσεις με ραδιοκύματα, τις οποίες εισήγαγε ο Ολλανδός αστρονόμος Hendrik van de Hulst, χρησιμοποιήθηκαν για να μετρηθούν οι ταχύτητες περιστροφής στα εξωτερικά μέρη των γαλαξιών, πολύ πέρα από τις οπτικές μετρήσεις. Αυτές έπαιξαν καθοριστικό ρόλο στην επιβεβαίωση των μετρήσεων της Rubin και των συνεργατών της (Βertone and Hooper, 2018).
ΕΝ ΚΑΤΑΚΛΕΙΔΙ
Από τις φιλοσοφικές υποθέσεις των αρχαίων μέχρι τις λεπτομερείς παρατηρήσεις της Vera Rubin, η ιστορία της σκοτεινής ύλης είναι μια συναρπαστική διαδρομή της επιστημονικής αναζήτησης. Οι παρατηρήσεις αυτές οδήγησαν στην αναπόφευκτη παραδοχή της ύπαρξης αυτής της αόρατης ουσίας, θέτοντας τα θεμέλια για τις σύγχρονες έρευνες που προσπαθούν να αποκαλύψουν τη φύση της, ένα θέμα που θα εξερευνήσουμε στο επόμενο μέρος.
ΣΗΜΕΙΩΣΕΙΣ
[1] «Ἀλλὰ μὴν καὶ κόσμοι ἄπειροί εἰσιν, οἵ θ’ ὅμοιοι τούτῳ καὶ ἀνόμοιοι». Επίκουρος – Επιστολή στον Ηρόδοτο, Επιτομή περί φύσεως, ↩
[2] «τὸ μὲν πῦρ μέσον (τοῦτο γὰρ εἶναι τοῦ παντὸς ἑστίαν), δευτέραν δὲ τὴν ἀντίχθονα, τρίτην δὲ τὴν οἰκουμένην γῆν ἐξ ἐναντίας κειμένην τε καὶ περιφερομένην τῆι ἀντίχθονι· παρ᾿ ὃ καὶ μὴ ὁρᾶσθαι ὑπὸ τῶν ἐν τῆιδε τοὺς ἐν ἐκείνη», όπως διασώζεται στο Αέτιος, Περί τῶν φιλοσόφων δόγματα (Placita Philosophorum), Βιβλίο III, κεφ. 11, § 3. Δηλαδή «Το πυρ βρίσκεται στο κέντρο (διότι αυτό είναι η εστία όλου του κόσμου), δεύτερη έρχεται η Ἀντίχθων, και τρίτη η οικουμένη γη, η οποία βρίσκεται απέναντι και περιστρέφεται γύρω από την Ἀντίχθονα· γι’ αυτό κι εκείνοι που βρίσκονται εδώ δεν μπορούν να βλέπουν όσους κατοικούν εκεί». ↩
[3] Στην πραγματικότητα η ιστορία της ανακάλυψης του Ουρανού είναι πιο πολύπλοκη, εμπλέκοντας και μία ομάδα από Άγγλους μαθηματικούς και αστρονόμους, οι οποίοι μάλιστα άρχισαν να δουλεύουν στο πρόβλημα πριν τον Le Verrier, αλλά δεν κατάφεραν να παρατηρήσουν τον Ποσειδώνα, τόσο λόγω σφαλμάτων στους υπολογισμούς τους όσο και προβλημάτων στα όργανα που χρησιμοποιούσαν. ↩
[4] Η ταχύτητα διαφυγής είναι η ταχύτητα που πρέπει να έχει ένα αντικείμενο για να ξεφύγει από τη βαρυτική έλξη ενός ουράνιου σώματος. ↩
[5] Εδώ δεν παίρνουμε υπόψη φιλοσοφικές υποθέσεις όπως αυτή του Επίκουρου, του Λευκίππου και του Δημόκριτου για την ύπαρξη άπειρων κόσμων και την εικασία του αστρονόμου Thomas Wright (1750) σύμφωνα με την οποία κάποια απ’ τα νεφελώματα που παρατηρούνταν ίσως να αποτελούν μακρινά «σύμπαντα νησιά» (island universes). Επίσης πρέπει να αναφερθεί ότι πραγματικά ήταν ο Knut Lundmark που πρώτος παρέθεσε στοιχεία ότι ο γαλαξίας της Ανδρομέδας θα πρέπει να είναι διαφορετικός γαλαξίας από τον δικό μας, υπολογίζοντας την απόστασή του βασισμένος σε μετρήσεις φωτεινότητας καινοφανών αστέρων. Ο υπολογισμός αυτός δε θεωρείται ως καθοριστική απόδειξη, καθώς τα σφάλματα στις μετρήσεις των καινοφανών αστέρων ήταν αρκετά μεγάλα. ↩
[6] Ο γαλαξίας της Ανδρομέδας είναι ένας σπειροειδής γαλαξίας σαν τον δικό μας, με περίπου την ίδια μάζα, διάμετρο περίπου 47 kpc και βρίσκεται σε απόσταση 2.5 εκατομμυρίων ετών φωτός. Είναι ο κοντινότερος γαλαξίας στον δικό μας και είναι ορατός δια γυμνού οφθαλμού. Το γαλαξιακό σμήνος της Κόμης απέχει περίπου 320 εκατομμύρια έτη φωτός απ’ το γαλαξία μας κι αποτελείται από περισσότερους από 1000 γαλαξίες με σχετικά μικρή μεταξύ τους απόσταση, πράγμα που το καθιστά ιδανικό για παρατηρήσεις. ↩
[7] Η απόδειξη της περιστροφής του γαλαξία της Ανδρομέδας έγινε 18 χρόνια πριν την ανακάλυψη της περιστροφής του δικού μας γαλαξία από τον Oort, το 1932. ↩
[8] Το parsec (paralax arcsecond) είναι η μεγαλύτερη μονάδα μέτρησης αποστάσεων στην αστρονομία και ισούται με 3.26 έτη φωτός ή 31 τρισεκατομμύρια χιλιόμετρα. ↩
[9] Η ιστορία των μετρήσεων των γαλαξιακών καμπυλών περιστροφής χρήζει ένα άρθρο από μόνη της. Παραπέμπουμε τον ενδιαφερόμενο αναγνώστη στο πολύ ενδελεχές άρθρο (Βertone and Hooper, 2018). ↩
EΥΧΑΡΙΣΤΙΕΣ
Ευχαριστούμε το Δρ. Νίκο Ρομποτή για τις επισημάνσεις του στο αρχικό κείμενο και τον Απόστολο Κυριαζή για την παραχώρηση της κεντρικής φωτογραφίας του άρθρου.
ΒΙΒΛΙΟΓΡΑΦΙΑ ΕΛΛΗΝΙΚΗ
Bartusiak, M., 2022. H Μέρα που ανακαλύψαμε το Σύμπαν. ΡΟΠΗ: Θεσσαλονίκη
ΒΙΒΛΙΟΓΡΑΦΙΑ ΞΕΝΟΓΛΩΣΣΗ
Panek, R., 2011. The 4% Universe, Dark Matter, Dark Energy, and the Race to Discover the Rest of Reality. Houghton Mifflin Harcourt: Boston.
ΕΠΙΣΤΗΜΟΝΙΚΑ ΑΡΘΡΑ
Babcock, H., 1939. The rotation of the Andromeda Nebula. Lick Observatory bulletin ; no. 498, DOI: 10.5479/ADS/bib/1939LicOB.19.41B
Bertone, G., Hooper, D., 2018. A history of Dark Matter. Rev. Mod. Phys. 90, 45002, DOI: 10.1103/RevModPhys.90.045002
Hubble, E., 1929. A spiral nebula as a stellar system, Messier 31. Astrophys. J. 69. DOI: 10.1086/143167
Hubble, E., and Humason, M., L., 1931. A New Interpretation of the Hubble Law. Astrophys. J. 74, 43. DOI: 10.1086/143323
Kapteyn, J., C., 1922. First Attempt at a Theory of the Arrangement and Motion of the Sidereal System. Astrophysical Journal 55, p.302. DOI: 10.1086/142670
Kelvin, B., 1904, Baltimore lectures on molecular dynamics and the wave theory of light, https://archive.org/details/baltimorelecture00kelviala
Lundmark, Κ., 1930. Über die Bestimmung der Entfernungen, Dimensionen, Massen und Dichtigkeit fur die nächstgelegenen anagalacktischen Sternsysteme. Lund Medd. No125, 1. https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1930MeLuF.125….1L/abstract
Oort, J., H., 1927.Observational Evidence Confirming Lindblad’s Hypothesis of a Rotation of the Galactic System. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 87, 404–428. doi:10.1093/mnras/87.5.404
Oort, J., H., 1932. The force exerted by the stellar system in the direction perpendicular to the galactic plane and some related problems. Bull. Astron. Inst. Netherlands 6, pp. 249-287. https://cds.cern.ch/record/436532?ln=en
Pease, F., G., 1918. The Rotation and Radial Velocity of the Central Part of the Andromeda Nebula. Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America 4(1), 21–24. doi:10.1073/pnas.4.1.21
Poincare, H., 1906. The Milky Way and the Theory of Gases. Popular Astronomy 14, pp.475-488. https://adsabs.harvard.edu/full/1906PA…..14..475P
Rubin, V., C., and Ford, W., K., Jr., 1970. Rotation of the Andromeda Nebula from a Spectroscopic Survey of Emission Regions. Astrophys. J. 159, 379. DOI: 10.1086/150317
Rubin, V., C., Thonnard, N., and Ford, W., K., Jr., 1978. Extended rotation curves of high-luminosity spiral galaxies. IV. Systematic dynamical properties, Sa -> Sc. Astrophysical Journal 225, L107-L11. DOI: 10.1086/182804
Slipher, V., M., 1914. Spectrographic Observations of Nebulae. Pop. Astron. 23, 21–24. https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1915PA…..23…21S/abstract
Zwicky, F., 1933. Die Rotverschiebung von extragalaktischen Nebeln. Helv. Phys. Acta 6, 110–127. https://inspirehep.net/literature/8352
Zwicky, F., 1937. On the Masses of Nebulae and of Clusters of Nebulae. Astrophys. J. 86, 217. DOI: 10.1086/143864
Ο Δρ. Σπύρος Αργυρόπουλος είναι Αναπληρωτής Καθηγητής στο Τμήμα Φυσικής του ΑΠΘ, διδάκτωρ πειραματικής φυσικής στοιχειωδών σωματιδίων του Πανεπιστημίου Humboldt του Βερολίνου. Έχει διατελέσει μεταδιδακτορικός συνεργάτης στο Πανεπιστήμιο Iowa των ΗΠΑ και κύριος ερευνητής ανεξάρτητης ερευνητικής ομάδας Emmy Noether στο Πανεπιστήμιο Freiburg της Γερμανίας. Εργάζεται απ’ το 2010 στο πείραμα ATLAS του Μεγάλου Επιταχυντή Αδρονίων (LHC) με καίριες συνεισφορές στην αναζήτηση νέας φυσικής, και συγκεκριμένα προτύπων που σχετίζονται με την ασυμμετρία ύλης-αντιύλης, σκοτεινής ύλης και σκοτεινής ενέργειας. Έχει διατελέσει συντονιστής της ομάδας εργασίας του LHC για την αναζήτηση σκοτεινής ύλης καθώς και διαφόρων άλλων ομάδων εργασίας στο πείραμα ATLAS.
.png){kind=link}