Unter dieser Sammelbezeichnung versteht man jede Materieform im Universum, die nur sehr schwach leuchtet, so dass man sie schwierig mit herkömmlichen Methoden der Astronomie beobachten kann. Im engeren Sinne meinen die Astronomen sogar Materie, die gar nicht mit elektromagnetischer Strahlung wechselwirkt und damit eine völlig andere Materieform darstellt, als die, die uns umgibt und aus der wir selbst bestehen.

Weshalb denkt man sich sowas aus?

Motiviert ist die Dunkle Materie (engl. dark matter, DM) durch die rätselhaften astronomischen Messdaten in der Dynamik von Galaxien und Galaxienhaufen. Schon 1932 beobachtete Jan Hendrik Oort Rotationsgeschwindigkeiten von Sternen in der Milchstraße und spekuliert über die Existenz von 'nebulöser, dunkler Materie' (Oort, J.H., Bulletin of the Astronomical Institues of the Netherlands 6, 249, 1932). Auch Fritz Zwicky stellte 1933 zusätzliche Beschleunigungen der Bewegung von Galaxien innerhalb von Galaxienhaufen fest (Zwicky, Fritz, Helv. Phys. Acta 110, 6, 1933). Innerhalb einer Galaxie, z.B. in der Kinematik der rotierenden, galaktischen Scheibe, gab es ebenfalls seltsame Abweichungen. So bemerkten Astronomen Anfang der 1980er Jahre, dass die Rotationskurven der galaktischen Scheibe in vielen Galaxien ein anomales Profil zeigen (Bosma, A., AJ 86, 1791, 1981; Rubin et al. ApJ 261, 439, 1982): sie fallen nach außen zu größeren Radien gar nicht ab, wie man es mit der Newtonschen Gravitation erwarten würde. Die heute favorisierte Lösung besteht darin, dass neben der sichtbaren, leuchtenden Materie die Existenz einer zusätzlichen Materieform, eben der Dunklen Materie, gefordert wird. Sie erklärt die erreichten Geschwindigkeiten der Sterne und Gaswolken in der Galaxie (die so genannte Geschwindigkeitsdispersion). In Galaxienhaufen machen die sichtbaren Sterne nur 1% der gesamten Haufenmasse aus, etwa 90% liegen in Form der Dunklen Materie vor, der Rest ist intergalaktisches Gas. Die Dunkle Materie könnte das bekannte Missing-Mass-Problem lösen.
Auch auf der großen kosmologischen Skala (engl. large scale structure, LSS) bestimmt die Dunkle Materie die Dynamik. Vor allem dominiert jedoch die Dunkle Energie (engl. dark energy, DE) die Kosmodynamik: sie sorgt durch ihren antigravitativen Einfluss für die Expansion des Universums.

Physikalische Natur der Dunklen Materie

Aber die Natur der Dunklen Materie ist Gegenstand aktueller Forschung. Astronomen unterschieden anfangs die baryonische von der nicht-baryonischen Dunkler Materie. Baryonische Materie ist aus Baryonen, also im Prinzip Quarks zusammengesetzt. Im Gegensatz zu den Mesonen, die aus Quark und zugehörigem Antiquark (siehe Antimaterie) bestehen, sind die Baryonen (bestehend aus drei Quarks) recht stabil und langlebig. Die bekanntesten Baryonen sind das Proton und das Neutron, die man unter der Bezeichnung Nukleonen subsumiert. Sie konstituieren die Atomkerne der Elemente. Daneben spielen die Elektronen eine vergleichbar wichtige Rolle. Sie gehören zur Klasse der Leptonen, weisen keine weitere Substruktur auf und sind punktförmig. Die uns umgebende Materie wird durch das Standardmodell der Teilchenphysik sehr gut beschrieben.

Baryonische Dunkle Materie

Zur baryonischen Dunklen Materie zählt man zum Beispiel Planeten. Schon in unserem Sonnensystem sind von der Sonne weit entfernte Planeten und Zwergplaneten schwer zu entdecken, wie die jüngsten Fälle zeigen. Deutlich komplizierter wird es wenn die Planeten um andere Sterne kreisen. Solche extrasolaren Planeten werden vielfach übersehen, und Astronomen kennen aktuell etwa 200 Stück.
Auch die Braunen Zwerge zählen zur baryonischen Dunklen Materie. Diese intermediären Objekte zwischen Planet und Stern leuchten besonders kräftig im Infrarot. Vermutlich ist die Zahl der Planeten und Braunen Zwerge aber zu gering, als dass sie einen entscheidenden Anteil an der gesamten (baryonischen und nicht-baryonischen) Dunklen Materie hätten.
Im Halo von Galaxien befinden sich Objekte, die man MACHOs, Massive Compact Halo Objects, nennt. Sie sorgen dafür, dass es regelmäßig zu Mikrolinsen-Ereignissen (engl. microlensing events) kommt. Dabei zieht ein MACHO direkt auf der Sichtlinie vor einem Stern im Halo vorbei und sorgt durch einen Gravitationslinseneffekt für einen kurzzeitigen Helligkeitsanstieg des Sterns. Die Lichtkurve ist symmetrisch und kann relativ einfach von anderen veränderlichen Sternen unterschieden werden. Als MACHO-Kandidaten kommen die bereits genannten Vertreter der baryonischen Dunklen Materie in Frage: Braune Zwerge, Planeten oder leuchtschwache M-Sterne (M-Zwerge, M meint den Spektraltyp).
Natürlich sind auch die Schwarzen Löcher im Kosmos ein großes Reservoir Dunkler Materie. Hinter den Ereignishorizonten aller Schwarzen Löcher des Universums befinden sich vermutlich viele Trilliarden Sonnenmassen. Man zählt sie zwar zur baryonischen Materie hinzu, die Natur dieser kompakten Masseform ist im Detail jedoch völlig unklar: Einsteins Allgemeine Relativitätstheorie besagt, dass die Masse eines Schwarzen Loches in einer intrinsischen punkt- (Schwarzschild-Lösung) oder ringförmigen (Kerr-Lösung) Singularität steckt!

Nicht-baryonische Dunkle Materie

Neutrinos & WIMPs

Nicht-baryonische Materie ist eher exotischer Natur und Gegenstand der Teilchenphysik. Eigentlich meint der Begriff Dunkle Materie im engeren Sinne nur die nicht-baryonische Form. Die Physiker zählen viele Elementarteilchen zu dieser mysteriösen Materieform, und zwar Teilchen, die sie bereits nachgewiesen haben oder die sie im Rahmen eines theoretischen Modells fordern. Populär sind beispielsweise die Neutrinos, von denen man mittlerweile sicher weiß, dass sie eine endliche Masse haben. Allerdings sind die Neutrinomassen äußerst gering, wie die Superkamiokande-Experimente in Japan gezeigt haben. Neutrinos sind zwar extrem zahlreich im Kosmos, doch tragen sie insgesamt nicht signifikant zur nicht-baryonischen Dunklen Materie bei (vergleiche aktuelle WMAP-Daten). Da sind die großen Brüder der schwach wechselwirkenden Neutrinos schon viel interessanter, nämlich die ebenfalls schwach wechselwirkenden WIMPS (engl. Akronym für Weakly Interacting Massive Particles, also schwach wechselwirkende, massive Teilchen).

SUSY-Kandidaten

Eine populäre Theorie der Elementarteilchenphysik und der Stringtheorien ist die Supersymmetrie (SUSY). Die SUSY sagt einen ganzen 'Zoo' neuer Teilchen voraus! Sie werden übersichtlich mittels Quantenzahlen (Spin, Ladung etc.) sortiert. Zu den bekannten Teilchen des Standardmodells kommen neue Teilchen, die so genannten supersymmetrischen Partner hinzu. So postulieren die SUSY-Theoretiker beispielsweise das Photino als supersymmetrischen Partner des Photons oder das Neutralino als Partner für das Neutrino. Es gibt viele weitere Superpartner zu bereits verifizierten Teilchen des Standardmodells. Allerdings gibt es bisher für keines dieser SUSY-Teilchen experimentelle Evidenz. Besonders interessant als Kandidat für die nicht-baryonische Dunkle Materie ist ein SUSY-Teilchen, das Neutralino, das bei diversen astronomischen Beobachtungen in Erwägung gezogen wird. Die Hinweise darauf sind jedoch recht schwach.

Weitere Kandidaten

Das Axion ist ein weiterer Kandidat und wurde aus einer Brechung der Peccei-Quinn-Symmetrie der Lagrangedichte der Quantenchromodynamik als massives Goldstone-Boson abgeleitet. Es weist vermutlich eine sehr geringe Masse von 10^-5 eV auf und ist ein CDM-Kandidat, der bislang vergeblich gesucht wurde.

kalte und heiße Dunkle Materie

Es gibt eine weitere Nomenklatur für Dunkle Materie: Kosmologen unterscheiden heiße Dunkle Materie (engl. Hot Dark Matter, HDM) und kalte Dunkle Materie (engl. Cold Dark Matter, CDM). 'Heiß' bedeutet, dass sich der Kandidat im Zeitalter der Galaxienentstehung mit relativistischen Geschwindigkeiten bewegte, also Geschwindigkeiten, die vergleichbar sind mit der Lichtgeschwindigkeit; 'kalt' bedeutet entsprechend, dass er sich nicht-relativistisch bewegte. Ein Beispiel für die HDM sind die Neutrinos.

Eine Welt ohne Dunkle Materie?

Es gibt auch alternative Modelle, die ohne Dunkle Materie auskommen. Eine solche Theorie ist MOND (und deren relativistische Erweiterung TeVeS), die jedoch auch eine alternative Gravitationstheorie neben der Einsteinschen Theorie darstellt. MOND ist ein unkonventioneller Ansatz. Die meisten Astrophysiker favorisieren die ART mit Dunkle Materie.

3D-Kartographie der Dunklen Materie

Die Existenz der Dunklen Materie wird durch aktuelle Beobachtungen gefestigt. So hat ein Team internationaler Astronomen unter Beteiligung des MPEs die dreidimensionale Verteilung der Dunklen Materie in einem Himmelsausschnitt bestimmt (Massey et al. Nature 445, 286, 2007).
Die Astronomen wählten für diese Analyse ein sehr gut untersuchtes Himmelsareal, das COSMOS-Feld, aus. COSMOS steht für Cosmic Evolution Survey. Hier führt eine große Kollaboration internationaler Astronomen Tiefenfeldbeobachtungen in ganz unterschiedlichen Spektralbereichen durch. Im COSMOS-Feld haben etwa 500000 Galaxien Platz – das ist der größte Volumen, das Astronomen bislang analysiert haben!
Zur Kartographierung der Dunkle Materie nutzten die Astronomen den Gravitationslinseneffekt aus: durch den Einfluss von normaler baryonischer Materie und Dunkler Materie wird Licht von Hintergrundquellen abgelenkt. Auf diese Weise verrät sich die Dunkle Materie indirekt. Der Gravitationslinseneffekt wurde im Himmelsfeld mit dem Weltraumteleskop Hubble (HST) bestimmt. Um nun nur den Anteil der Dunklen Materie zu bestimmen, muss der Einfluss der normalen Materie herausgerechnet werden. Das gelingt dadurch, dass zusätzlich die Röntgendaten im COSMOS-Feld benutzt werden, die mit dem europäischen Röntgenteleskop XMM-Newton gesammelt wurden (Hasinger et al. ApJS COSMOS Special Issue, 2007). Die Röntgenstrahlung stammt gerade von heißem Gas, sodass aus den Röntgendaten direkt die normale, baryonische Materie bestimmt werden kann. Nun zieht man die Verteilung der normalen Materie (XMM-Daten) von der Verteilung der normalen plus Dunklen Materie (HST-Daten) ab, und findet die dreidimensionale Verteilung der Dunklen Materie, wie sie in der Abbildung rechts dargestellt wird (Credit: NASA/ESA, Massey, CalTech; Finoguenov, MPE; große Version). Von links nach rechts nimmt die kosmologische Rotverschiebung zu, so dass rechts weiter entfernte Strukturen zu sehen sind, die entsprechend zu früheren Zeiten im Universum vorgeherrscht haben. Zu früheren kosmologischen Epochen (im Bild rechts) war die Dunkle Materie relativ gleichmäßig verteilt. Im Laufe der Entwicklung des Universums bildeten sich jedoch durch die Wirkung der GravitationKlumpen aus Dunkler Materie – sind im Bild links gut sichtbar. Die Astronomen sehen durch diese Beobachtungen die Modelle der kosmologischen Strukturbildung bestätigt. Denn in den konzentrierten Bereichen von Dunkler Materie sammelte sich auch die normale Materie. Schließlich entstanden daraus die Galaxien und Galaxienhaufen. Beobachtungen wie diese helfen demnach zu verstehen, wie sich das Universum entwickelt und welche Rolle dabei die Dunkle Materie gespielt hat.

Galaktischer Gasdiebstahl: Die Großen sind die Bösen

Unser heimischer Galaxienhaufen, die Lokale Gruppe, wird dominiert von der Milchstraße und der Andromedagalaxie M31, weil sie am meisten auf die Waage bringen. Doch es gibt auch kleine Zwerggalaxien, die die massereichen Galaxien umkreisen wie Bienen den Honig. Drei dieser kleinen Begleitgalaxien sind Draco, Ursa Minor und Andromeda IX, die allesamt extrem leuchtschwach sind. Erst 2006 wurden neue Zwerggalaxien dieser Gattung (engl. dwarf spheroidals, dSphs) entdeckt (Belokurov et al. 2006; Zucker et al. 2006). Einige von ihnen sind uns so nah wie die Magellanschen Wolken (~ 50 kpc), aber bei weitem nicht so hell. Seltsamerweise werden diese 'dunklen Minigalaxien' von Dunkler Materie dominiert. Sie enthalten kaum normales, leuchtendes Gas. Woher kommt das?
Einen wichtigen Beitrag zur Lösung dieser Frage haben neue Simulationen der Dynamik in Galaxienhaufen geliefert (Mayer et al. Nature 445, 738, 2007; astro-ph/0702495). Sie demonstrieren, dass die Zwerggalaxien nicht immer so dunkel waren. Auch die Minigalaxien waren vor langer Zeit reich an leuchtendem Gas. Doch ihnen wurde zum Verhängnis, dass sie in die Nähe größerer Galaxien (wie Milchstraße und Andromeda) kamen. Vor etwa zehn Milliarden Jahren verloren sie einen großen Anteil der baryonischen, leuchtenden Materie durch die Gezeitenwechselwirkung mit den großen Nachbargalaxien. Dabei kam den Galaxienriesen die kosmische Ultraviolett-Hintergrundstrahlung zu Hilfe: Sie heizte das Gas in den Zwerggalaxien so sehr auf, dass es nur locker gebunden und leicht zu stibitzen war. Bei der Dunklen Materie blieb die UV-Strahlung wirkungslos, sodass die Dunkle Materie in den Zwergen verblieb. Die Quelle der UV-Hintergrundstrahlung sind Quasare und massereiche, jungen Sterne (Haardt & Madau 1996). Ohne Gas, keine Sterne – Deshalb stoppte vor etwa 10 Mrd. Jahren auch Sternentstehung in Zwerggalaxien. Was heute noch sichtbar ist, ist eine kleine Ansammlung von Sternen (stellare Komponente), die eingebettet ist in einen Halo Dunkler Materie.
Die Vorhersage der Simulationen (N-Körper plus SPH) ist: alle massereichen Galaxien sollten von ein paar Satellitengalaxien umkreist werden, die dominiert werden von Dunkler Materie. Viele Zwerggalaxien werden noch vermisst. Dieses Missing-Satellites-Problem (Moore et al. 1999) könnte durch die Existenz einiger dieser dunklen Zwerggalaxien gelöst werden. Der Computer hat uns so gezeigt, wie aus kleinen Strahlemännern unglückselige Schattengestalten werden.

Unbekannter Goliath

Die dominante Rolle in der Kosmologie spielt die Dunkle Energie. Über zwei Drittel macht ihren Anteil an den kosmischen Energieformen aus. Die uns vertraute, gewöhnliche (baryonische) Materie, bestehend vor allem aus Protonen und Neutronen, ist mit einem Anteil von nur 4% eindeutig schwächer vertreten und eher ein fast irrelevanter Nebeneffekt. Frei nach Astrophysiker Harald Lesch, Universitätssternwarte München: 'Wir sind ein Dreckeffekt!' Lassen wir den kosmischen Staubsauger lieber in der galaktischen Abstellkammer.