Σκοτεινή ύλη

«Equipped with his five senses, man explores the universe around him and calls the adventure Science». Edwin Powell Hubble, The Nature of Science, 1954.

Τα τελευταία χρόνια, όλο και πιο συχνά θα έτυχε να ακούσετε τον όρο σκοτεινή ύλη. Ονομασία που ίσως τρομάζει, αλλά που στην πραγματικότητα αναφέρεται σε ένα από τα δομικά συστατικά του Σύμπαντος όπως το γνωρίζουμε. Ταυτόχρονα, η παρουσία της αποτελεί και ένα από τα σημαντικότερα ερωτήματα που καλείται να απαντήσει η σύγχρονη φυσική. Η σκοτεινή ύλη φαίνεται να καταλαμβάνει το 25% του Σύμπαντος, υπερτερώντας της συνηθισμένης ύλης από την οποία είμαστε φτιαγμένοι και την οποία μπορούμε να παρατηρήσουμε — και η οποία δεν αντιστοιχεί παρά μόνο σε ένα 5% του Σύμπαντος. Το υπόλοιπο 70% του περιεχομένου του Σύμπαντος αντιστοιχεί σε κάτι που αναφέρουμε ως σκοτεινή ενέργεια — για αυτήν όμως θα αναφερθούμε σε επόμενο σημείωμα. Το μυστήριο της σκοτεινής ύλης χρονολογείται από τη δεκαετία του 1930 και μέχρι σήμερα, μολονότι αποκτήσαμε βέβαια μία βαθύτερη κατανόηση της, δεν έχουμε μία σαφή απάντηση για το τι πραγματικά είναι και από τι αποτελείται. Ποια είναι λοιπόν τα υποψήφια συστατικά της σκοτεινής ύλης; Ποιοι είναι οι λόγοι που πριν από έναν περίπου αιώνα υποθέσαμε την ύπαρξη μιας μορφής ύλης διαφορετικής από αυτήν που παρατηρούμε γύρω μας;

Χορεύοντας με τους γαλαξίες... και μαθαίνοντας από τις σκιές

Στις δεκαετίες του 1920 και του 1930, μετρήσεις των ταχυτήτων περιστροφής των αστέρων στον γαλαξία μας, στην περιοχή κοντά στο ηλιακό μας σύστημα, φαίνονταν να μην είναι συμβατές με τη μάζα του γαλαξία. Σύμφωνα με τους νόμους του Νεύτωνα, για να παραμένουν τα αστέρια σε τροχιά γύρω από το κέντρο του γαλαξία, θα πρέπει να ασκείται επάνω τους μία ελκτική δύναμη. Η βαρυτική αυτή δύναμη είναι ανάλογη με τη συνολική μάζα που εμπεριέχεται κοντά στο κέντρο του γαλαξία. Συνεπώς, όσο απομακρυνόμαστε από το κέντρο του γαλαξία και η πυκνότητα των αστέρων μικραίνει, θα περίμενε κανείς η βαρυτική έλξη να μειώνεται — με τελική συνέπεια τη μείωση των ταχυτήτων περιστροφής. Στην πραγματικότητα, η παρατήρηση αυτή είχε ήδη γίνει από τον Κέπλερ και περιγράφεται στον λεγόμενο 3ο νόμο του για την κίνηση των πλανητών γύρω από μία μεγάλη μάζα όπως ο Ήλιος.[1] Ο Νεύτωνας όμως, στην προσπάθειά του να προβάλει την καθολική ισχύ των Νόμων της Μηχανικής, επέλεξε ως εφαρμογή τους την ερμηνεία της κίνησης των πλανητών, την οποία και κατέγραψε στο 3ο βιβλίο του, τα «Principia», όπου γίνεται και μία αναλυτική απόδειξη του νόμου που ο Κέπλερ είχε εξαγάγει με βάση παρατηρησιακά δεδομένα.

Πίσω στον γαλαξία μας. Οι σπειροειδείς γαλαξίες όπως ο δικός μας περιλαμβάνουν έναν τεράστιο πληθυσμό αστέρων που διαγράφουν τροχιές γύρω από το γαλαξιακό κέντρο. Με βάση τη νευτώνεια φυσική, οι αστέρες με μεγαλύτερες γαλαξιακές τροχιές έχουν μικρότερες τροχιακές ταχύτητες. Οι παρατηρήσεις ωστόσο των τροχιακών ταχυτήτων των αστέρων στην περιφέρεια μεγάλου αριθμού σπειροειδών γαλαξιών φαίνεται να αποκλίνουν από αυτό τον κανόνα. Οι τροχιακές ταχύτητες, όχι μόνο δεν μειώνονται σε μεγάλες ακτίνες, αλλά παραμένουν σταθερές, γεγονός που υποδηλώνει ότι η μάζα που περιλαμβάνει η τροχιά μεγάλης ακτίνας αυξάνεται. Η παρατήρηση αυτή ισχύει και για αστέρες που βρίσκονται φαινομενικά κοντά στα όρια του γαλαξία. Επομένως, θα πρέπει να υπάρχει επιπλέον ύλη, μη ορατή μεν, αλλά που θα πρέπει να ληφθεί υπόψη στους υπολογισμούς μας προκειμένου να εξηγηθεί το παράδοξο της παρατήρησης. Έτσι οδηγηθήκαμε στην υπόθεση της ύπαρξης μιας νέας μορφής ύλης, που δεν αλληλεπιδρά με την ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία (φως) και επομένως δεν είναι εύκολα παρατηρήσιμη, αλλά εκδηλώνεται κυρίως μέσω των βαρυτικών αποτελεσμάτων σε άλλα σώματα: μιας νέας μορφής ύλης που η ύπαρξή της συνάγεται από τα βαρυτικά αποτελέσματα στην κίνηση αστρονομικών σωμάτων. Καθώς η τεχνολογία αναπτύσσεται και επιτρέπει την εξέλιξη νέων οργάνων για την παρατήρηση του Σύμπαντος, το ίδιο φαινόμενο παρατηρήθηκε σε διαγαλαξιακή κλίμακα. Οι γαλαξίες χαρακτηρίζονται από μία μοναδική ιδιότητα: η ταχύτητα περιστροφής τους δεν μπορεί να εξηγηθεί αν κανείς υποθέσει πως η βαρύτητα που τους συγκρατεί οφείλεται αποκλειστικά στην παρατηρήσιμη ύλη, και το γεγονός αυτό ήρθε να ενισχύσει την υποψία για την ύπαρξη κάποιου άλλου είδους ύλης.

Το 1933, ο αστρονόμος Fritz Zwicky μελετούσε την κίνηση μακρινών σμηνών γαλαξιών μεγάλης μάζας — συγκεκριμένα, το Σμήνος της Κόμης της Βερενίκης και του αστερισμού της Παρθένου. Ο Zwicky υπολόγισε τη μάζα του κάθε γαλαξία του σμήνους βασισμένος στη λαμπρότητά του, και άθροισε όλες τις γαλαξιακές μάζες για να υπολογίσει τη συνολική μάζα του σμήνους.[2] Στη συνέχεια, επινόησε ένα δεύτερο υπολογισμό ανεξάρτητο της συνολικής μάζας, που βασίστηκε στη μέτρηση των ατομικών ταχυτήτων των γαλαξιών του σμήνους. Προς μεγάλη του έκπληξη, αυτός ο δεύτερος υπολογισμός της δυναμικής μάζας ήταν 400 φορές πιο μεγάλος από τον υπολογισμό που βασιζόταν στο φως των γαλαξιών. Στη δεκαετία του 1960 και του 1970, ενώ η ανθρωπότητα παρακολουθούσε το πρώτο βήμα στη Σελήνη, η Vera Rubin και ο Kent Ford μετρούσαν τις ταχύτητες περιστροφής απομακρυσμένων γαλαξιών. Ήταν οι πρώτοι που αναφέρθηκαν στην ύπαρξη σκοτεινής ύλης προκειμένου να εξηγήσουν τις μετρήσεις των ταχυτήτων περιστροφής. Μάλιστα, η Rubin προχώρησε παραπέρα, προτείνοντας πως οι γαλαξίες περιέχουν έξι φορές περισσότερη σκοτεινή ύλη σε σχέση με την ορατή. Τη δεκαετία του 1980, η ύπαρξη σκοτεινής ύλης αποτελούσε ένα από τα πιο επίμονα άλυτα προβλήματα της σύγχρονης αστρονομίας. Το ίδιο ισχύει και για τις ταχύτητες περιστροφές που παρατηρούμε σε ολόκληρα σμήνη γαλαξιών. Η σκοτεινή μορφή ύλης φαίνεται να είναι παντού στο σύμπαν. Είναι αυτή που δημιουργεί την επιπλέον βαρυτική έλξη που χρειάζεται προκειμένου να εξηγηθεί αυτό το πλήθος παρατηρησιακών δεδομένων.

Παρατηρώντας τη Μεγάλη Έκρηξη: Ο ήχος μιας γέννησης!

Στο σημείο αυτό θα χρειαστεί να εισαγάγουμε την έννοια της Κοσμικής Ακτινοβολίας Υποβάθρου (ΚΥΑ). Πρόκειται για ένα αρχέγονο φως που ταξιδεύει στο σύμπαν, ξεκινώντας το ταξίδι του περίπου 380.000 χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη. Εκείνη την περίοδο η θερμοκρασία του Σύμπαντος έχει πέσει, επιτρέποντας τον σχηματισμό των πρώτων ατόμων από τα ελεύθερα πρωτόνια και ηλεκτρόνια: πρόκειται για τα ίδια υποατομικά σωματίδια που μελετά η σύγχρονη επιστήμη και που θα δημιουργήσουν τα πρώτα αστέρια, τους αρχέγονους πλανήτες και άλλες δομές που παρατηρούμε στο σύμπαν. Με αυτό τον τρόπο, τα φωτόνια που είχαν δημιουργηθεί τη στιγμή της Μεγάλης Έκρηξης ξεκινούν το ταξίδι τους μέσα στο σύμπαν, καθώς δεν αλληλεπιδρούν πλέον με τα φορτισμένα σωματίδια (ηλεκτρόνια και πρωτόνια) τα οποία σχηματίζουν τα ουδέτερα άτομα που συνιστούν την ύλη που όλοι βλέπουμε γύρω μας. Πρόκειται για ένα ψυχρό φως με θερμοκρασία 2,7°Κ, που παρατηρούμε να έρχεται από όλες τις διευθύνσεις καθώς κοιτάμε το σύμπαν με τα μάτια που μας δίνει η σύγχρονη τεχνολογία, τα τηλεσκόπια και τους δορυφόρους. Μελετώντας τα χαρακτηριστικά της ΚΥΑ, μπορούμε να αντλήσουμε πληροφορίες για τη σύσταση του σύμπαντος και για το πώς εξελίχτηκε μετά τη Μεγάλη Έκρηξη. Το πρώτο εντυπωσιακό δεδομένο από τη μελέτη της ΚΥΑ είναι η ομοιομορφία. Παρατήρηση που μας οδηγεί στο συμπέρασμα πως η ύλη που δημιουργήθηκε αμέσως μετά τη Μεγάλη Έκρηξη πρέπει να εξαπλώθηκε με ομοιόμορφο τρόπο.

Οι πρώτες διακυμάνσεις στην κατανομή της ΚΥΑ παρατηρήθηκαν από τη χαρτογράφηση αυτής της ακτινοβολίας —όπως φτάνει από διαφορετικές γωνιές του σύμπαντος— που έκανε το 1992 ο δορυφόρος COBE (Cosmic Background Explorer) της NASA. Τα δεδομένα έδειξαν ορισμένες διακυμάνσεις στην κατανομή της θερμοκρασίας της ΚΥΑ που πιθανότατα δημιουργήθηκαν περίπου 450.000 χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη. Οι διακυμάνσεις αυτές αντιστοιχούν σε θερμές και ψυχρές περιοχές του Σύμπαντος που συνδέονται αντίστοιχα με περιοχές χαμηλής και υψηλής συγκέντρωσης ύλης.

Για να καταλάβουμε πώς συνδέεται η κατανομή της φωτεινότητας στην κατανομή της ΚΥΑ με την ποσότητας της μάζας, πρέπει να φανταστούμε ότι τα φωτόνια της ΚΥΑ χάνουν ενέργεια ανάλογα με το αν προέρχονται από περιοχές μεγάλης συγκέντρωσης μάζας καθώς το βαρυτικό πεδίο μειώνει την ενέργεια τους. Η ανισοτροπία αυτή μελετήθηκε με ακόμη μεγαλύτερη ακρίβεια από μετέπειτα διαστημικές αποστολές όπως ο WMAP (2001-10) και πιο πρόσφατα, το 2013, από τον δορυφόρο Planck της ESA, που μας προσέφερε έναν εξαιρετικά λεπτομερή χάρτη της ΚΥΑ — φανερώνοντας με μεγαλύτερη ακρίβεια τις ανισοτροπίες της.

Με βάση τη θεωρία της βαρύτητας του Αϊνστάιν και τις μικρές ανωμαλίες της ΚΥΑ που αποκάλυψαν ο COBE, το WMAP και ο Planck, o χρόνος των 13,7 δισεκατομμυρίων χρόνων που πέρασε από τη Μεγάλη Έκρηξη δεν ήταν αρκετός για να επιτρέψει τη δημιουργία μεγάλων δομών όπως οι γαλαξίες. Η δημιουργία τέτοιων δομών μπορεί να εξηγηθεί μόνο αν κανείς υποθέσει πως υπάρχει πολύ περισσότερη ύλη στο Σύμπαν σε σχέση με αυτήν που παρατηρούμε. Η διαφορά αυτή έδωσε ακόμη ένα στοιχείο υπέρ της υπόθεσης της ύπαρξης της λεγόμενης σκοτεινής ύλης. Συγκεκριμένα, οι μετρήσεις αυτές δείχνουν πως το σύμπαν αποτελείται κατά 30% από ύλη. Από αυτό το ποσοστό, μόνο το 5% αντιστοιχεί στην ύλη που παρατηρούμε γύρω μας — το υπόλοιπο 25% είναι κάτι άλλο.

Όταν οι Γαλαξίες σμίγουν: Η περίπτωση του Bullet Cluster

Μια από τις πιο ισχυρές ενδείξεις για την ύπαρξη της σκοτεινής ύλης προέρχεται από παρατηρήσεις του λεγόμενου Bullet Cluster. Πρόκειται για ένα ιδιαίτερα βίαιο γεγονός στο Σύμπαν, καθώς δύο σμήνη γαλαξιών συγκρούστηκαν, διερχόμενο το ένα διαμέσου του άλλου. Χαρτογραφήσεις του βαρυτικού πεδίου κατά τη διάρκεια της σύγκρουσης αποκάλυψαν ότι η κατανομή της συνολικής μάζας του σμήνους είναι τελείως διαφορετική από την κατανομή της φωτεινής ύλης των δύο γαλαξιών.

Πιο συγκεκριμένα, το κέντρο της συνολικής μάζας του σμήνους —που βρίσκεται με τεχνικές στηριγμένες στη μέτρηση της καμπύλωσης του φωτός λόγω βαρυτικών πεδίων— βρέθηκε να είναι μετατοπισμένο σε σχέση με το κέντρο μάζας της παρατηρήσιμης ύλης των δύο σμηνών — που στηρίχτηκε σε παρατηρήσεις στο ορατό φάσμα και με ακτίνες Χ. Η επικρατέστερη θεωρία για την εξήγηση του φαινομένου είναι η ύπαρξη σκοτεινής ύλης μεταξύ των γαλαξιών του Bullet Cluster, η οποία αλληλεπιδρά με διαφορετικό τρόπο από τη συνήθη ύλη.

Φωτίζοντας τη σκοτεινή ύλη

Σήμερα η ύπαρξη της σκοτεινής ύλης μοιάζει να προσφέρει την απλούστερη εξήγηση σε πολλά από τα ανοιχτά ερωτήματα της κοσμολογίας και της αστροφυσικής. Επιπλέον, όσο άβολο και αν είναι να μιλά κανείς για κάτι «σκοτεινό», κάτι μη περιγράψιμο, δεν μπορεί να το αγνοήσει.

Οι φυσικοί έχουν προτείνει έναν αριθμό υποψήφιων θεωριών που ερμηνεύουν τη σκοτεινή ύλη: ποικίλλουν από αστροφυσικά αντικείμενα όπως οι μαύρες τρύπες και οι καφέ νάνοι (σώματα που γνωρίζουμε πως έχουν εξαιρετικά μεγάλη πυκνότητα ύλης) μέχρι στοιχειώδη σωματίδια όπως τα WIMPs (Weakly Interacting Particle, για παράδειγμα διάφορα υπερσυμμετρικά σωματίδια ή ορισμένα βαρύτερα νετρίνα) ή τα αξιόνια (σωματίδια που προτάθηκαν τη δεκαετία του 1977 για να εξηγήσουν τη διατήρηση της συμμετρίας φορτίου ομοτιμίας στις ισχυρές αλληλεπιδράσεις — στο πλαίσια της κβαντικής χρωμοδυναμικής). Η σκοτεινή ύλη ίσως αποτελείται και από ένα συνδυασμό των παραπάνω συστατικών, αν και θα πρέπει να δει κανείς ποια μοντέλα έχουν αποκλειστεί με βάση τα πειράματα που ήδη τρέχουν για την ανίχνευσή της.

Πολλοί αστρονόμοι πιστεύουν πως η σκοτεινή ύλη —πέραν του γεγονότος πως αλληλεπιδρά βαρυτικά— έχει ένα ακόμη κοινό στοιχείο με την ύλη που παρατηρούμε γύρω μας: διαθέτει και αυτή την αντίστοιχη αντιύλη της. Δηλαδή, στο σύμπαν υπάρχει σκοτεινή αντιύλη που, όταν αλληλεπιδράσει με τη σκοτεινή ύλη, μετατρέπεται σε ενέργεια που ακτινοβολείται με τη μορφή του φωτονίων. Μάλιστα, σχετικά πρόσφατα η παρατήρηση πολύ ενεργών πηγών ακτίνων γάμμα —που δεν μπορεί να ερμηνευτεί αν υποθέσει κανείς την ύπαρξη pulsar ή άλλων φωτεινών αντικειμένων— στο κέντρο του γαλαξία αποδίδεται στην εξαΰλωση τεράστιων ποσοτήτων σκοτεινής ύλης και αντιύλης.[3] Από την άλλη, αρκετοί ερευνητές δεν πείθονται πως πράγματι υπάρχει σκοτεινή ύλη, αλλά θεωρούν ότι τα βαρυτικά φαινόμενα που μοιάζουν ανεξήγητα ερμηνεύονται στο πλαίσιο μιας τροποποιημένης θεωρίας της βαρύτητας.[4] Παρά ταύτα, η συσσώρευση πειραματικών δεδομένων για την ύπαρξη μιας μυστηριώδους ύλης που δεν μοιάζει με αυτήν από την οποία είμαστε φτιαγμένοι είναι ολοένα και δυσκολότερο να εξηγηθεί από μία τροποποιημένη θεωρία βαρύτητας. Οι φυσικοί έχουν αρκετά καλούς λόγους να επιμένουν να ψάξουν πειραματικά την παρουσία σωματιδίων σκοτεινής ύλης που θα μας ανοίξουν μία καινούρια εικόνα για το σύμπαν.

Αν η σκοτεινή ύλη αποτελείται από WIMPs, τότε δισεκατομμύρια από αυτά πρέπει να διασχίζουν ανά δευτερόλεπτο κάθε κυβικό εκατοστό του πλανήτη μας. Ωστόσο, ακριβώς λόγω της φύσης της σκοτεινής ύλης, που δεν φαίνεται να αλληλεπιδρά μέσω των γνωστών θεμελιωδών δυνάμεων του Καθιερωμένου Προτύπου (της ηλεκτρομαγνητικής, της ασθενούς και της ισχυρής πυρηνικής), η ανίχνευσή της είναι μία πολύπλοκη υπόθεση που απαιτεί ευαίσθητους ανιχνευτές. Πολλά πειράματα σε όλο τον κόσμο προσπαθούν να ανιχνεύσουν κάποιο από αυτά τα σωματίδια — είτε πρόκειται για WIMPs είτε για αξιόνια. Αξίζει να αναφερθούμε ιδιαίτερα στο πείραμα CAST του CERN, ένα τηλεσκόπιο που προσπαθεί να ανιχνεύσει αξιόνια που ενδεχομένως παράγονται στον Ήλιο μας και φτάνουν μέχρι τη Γη.[5] Θα πρέπει ασφαλώς να αναφερθούμε και στη σημαντική συνεισφορά που είχε στο χτίσιμο του πειράματος CAST ο καθηγητής Φυσικής του Πανεπιστημίου Πατρών κ. Κωνσταντίνος Ζιούτας, που μαζί με την ομάδα του πρότειναν μία έξυπνη πειραματική διάταξη για την ανίχνευση ηλιακών αξιονίων.

Ο κατάλογος των πειραμάτων είναι μεγάλος και σίγουρα δεν μπορούμε να μπούμε εδώ στις λεπτομέρειες της φυσικής που εξετάζουν. Αρκεί ίσως να αναφερθούμε σε ένα βασικό διαχωρισμό: από τη μία έχουμε όσους στηρίζονται στην άμεση μέτρηση/παρατήρηση σωματιδίων σκοτεινής ύλης που συγκρούονται με άτομα της συνηθισμένης ύλης, χρησιμοποιώντας ανιχνευτές που καταγράφουν αυτή τη σκέδαση, και από την άλλη εκείνους που στηρίζονται στην έμμεση ανίχνευση της σκοτεινής ύλης μέσω της παρατήρησης των σωματιδίων που μπορούν να προκύψουν από την εξαΰλωση δύο WIMPs με την παραγωγή δύο φωτονίων. Τα πειράματα στον Μεγάλο Αδρονικό Επιταχυντή (LHC) μπορεί να επιτρέψουν την άμεση ανίχνευση σωματιδίων σκοτεινής ύλης. Τα σωματίδια από τα οποία αποτελείται η σκοτεινή ύλη μπορεί να δημιουργηθούν και από τις ενέργειες στις οποίες φτάνουν οι συγκρούσεις σωματιδίων που πραγματοποιούνται στον LHC. Σε αυτή την περίπτωση, η ύπαρξη σκοτεινής ύλης (με τη μορφή WIMPs) θα γινόταν αντιληπτή σαν έλλειμμα ενέργειας σε σχέση με την αρχική ενέργεια της σύγκρουσης. Αυτή η ενέργεια θα σχετιζόταν με τη μάζα των παραγομένων WIMPs. Ενδιαφέρον, αν και κάπως δυσνόητο βέβαια — και βρίσκεται ακόμη στην αρχή του.

Προς έναν επίλογο…

Όλα τα παραπάνω θεωρούνται πλέον ακράδαντες ενδείξεις για την ύπαρξη της σκοτεινής ύλης. Το γεγονός αυτό αποτελεί μία από τις μεγαλύτερες προκλήσεις της σύγχρονης φυσικής στοιχειωδών σωματιδίων, η οποία αυτή τη στιγμή δεν μπορεί να αποφανθεί για το τι είδους σωματίδια συνιστούν τη σκοτεινή ύλη. Συνεπώς, ένα απ’ τα μεγαλύτερα ερωτήματα που απασχολούν μία σειρά από πειράματα είναι η εξήγηση της σκοτεινής ύλης στο επίπεδο των σωματιδίων που τη συνιστούν και η μελέτη των χαρακτηριστικών τους. Αν κάποια από τις παραπάνω θεωρίες επιβεβαιωθεί πειραματικά, θα ανοίξει ένα νέο παράθυρο στην κατανόηση του σύμπαντος. Χρειάζεται να μελετήσουμε τις ιδιότητες αυτής της ύλης και να τις συνταιριάξουμε με τη μεγαλύτερη εικόνα που έχουμε για το Σύμπαν. Θα έχουμε κάνει ένα μικρό βήμα στο να καταλάβουμε πώς εξελίχτηκε το σύμπαν μετά τη Μεγάλη Έκρηξη και πώς δημιουργήθηκαν οι γαλαξίες και τα αστέρια.

Ζούμε σε δραματικούς καιρούς για τη σύγχρονη φυσική, καθώς τα ερωτήματα που καλούμαστε να απαντήσουμε πληθαίνουν και ίσως κάποιες από τις απαντήσεις δεν ήρθαν τόσο εύκολα όσο θα περιμέναμε. Τα σύγχρονα πειράματα, τόσο σε υπερσύγχρονους επιταχυντές όσο και στο διάστημα, μας υπενθυμίζουν πως χρειάζεται μία βαθύτερη κατανόηση των θεωριών της σύγχρονης φυσικής. Ίσως με τα τελευταία πειραματικά δεδομένα να αρχίζουμε απλώς να ξύνουμε το κέλυφος της Κβαντικής Μηχανικής και της Θεωρίας της Σχετικότητας — και ίσως ο 21ος αιώνας να είναι αυτός που θα μας φανερώσει το πραγματικό βάθος αυτών των θεωριών.

ΣΗΜΕΙΩΣΕΙΣ

[1] Τρίτος Νόμος Κέπλερ: Αν Τ είναι ο χρόνος μιας πλήρους περιφοράς του πλανήτη γύρω από τον Ήλιο και R o μεγάλος ημιάξονας της τροχιάς του, τότε τα ποσά T2 και R3 είναι ανάλογα.

[2] Τα γαλαξιακά σμήνη είναι μεγάλα συγκροτήματα Γαλαξιών που συνήθως αποτελούνται από περισσότερους από χίλιους γαλαξίες, μέσα στους οποίους υπάρχουν δισεκατομμύρια αστέρια όπως ο Ήλιος, με τα αντίστοιχα πλανητικά τους συστήματα. Το κοντινότερο γαλαξιακό σμήνος στη Γη είναι το σμήνος της Παρθένου.

[3] The characterization of the gamma-ray signal from the central Milky Way: A case for annihilating dark matter.

[4] Αξίζει να αναφερθούμε σε μία εργασία του καθηγητή Κοσμολογίας στο ΑΠΘ κ. Χρήστου Τσάγκα, που με βάση πειραματικά δεδομένα προτείνει μία εξήγηση για την ύπαρξη σκοτεινής ύλης με βάση τη δική μας θέση στο Σύμπαν — που ενδεχομένως γεννά μία ψευδαίσθηση: Tsagas, Christos G. (2011). «Peculiar motions, accelerated expansion, and the cosmological axis». Physical Review D 84 (6): 063503.

[5] Διαβάστε περισσότερα για το πείραμα CAST του CERN.

Οφείλω ευχαριστίες στον φυσικό δρα Σπύρο Αργυρόπουλο (Πείραμα ATLAS, University of Iowa).