<para>Trotz vielfältiger Karten des näheren Universums, die das Spektrum von Radio- bis zu den Gammastrahlen abdecken, können wir nur etwa 10 % der Masse erkennen, die dort draußen sein muss. Bruce H. Margon, ein Astronom an der Universität von Washington, berichtete 2001 in der New York Times: <citation>Es ist ein peinliche Situation, zuzugeben, dass wir 90 Prozent des Universums nicht finden können</citation>. </para>
<para>Der Name, der dieser <quote>fehlenden Masse</quote> gegeben wurde, ist <firstterm>Dunkle Materie</firstterm> und diese beiden Wörter fassen gutzusammen, was wir darüber wissen. Wir wissen, dass es <quote>Materie</quote> gibt, da wir die Wirkungen ihrer Gravitation sehen können. Jedoch sendet diese Materie messbare keine elektromagnetische Strahlung aus, ist also absolut <quote>dunkel</quote>. Es existieren mehrere Theorien, um das zu erklären, von exotischen subatomaren Partikeln über isolierte schwarze Löcher bis hin zu weniger exotischen braunen und weißen Zwergen. Der Begriff <quote>fehlende Masse</quote> kann missverständlich sein, da die Masse selbst nicht fehlt, nur ihr Licht. Aber was genau ist dunkle Materie und wie wissen wir, dass sie existiert, wenn wir sie nicht sehen können? </para>
<para>Die Geschichte begann 1933, als der Astronom Fritz Zwicky die Bewegung von weit entfernten und massiven Galaxiehaufen untersuchte, insbesondere den Coma- und den Virgo-Sternhaufen. Zwicky errechnete die Masse jeder Galaxie im Haufen aufgrund ihrer Leuchtkraft und addierte alle Galaxiemassen zu einer Sternhaufenmasse. Dann machte er eine zweite unabhängige Bestimmung der Haufenmasse, die auf der Messung von Bewegungen der einzelnen Galaxien im Haufen beruht. Zu seiner Überraschung war diese zweite <firstterm>dynamische Masse </firstterm> <emphasis>400 Mal</emphasis> größer als die Masse aus der Lichtmessung. </para>
<para>Obwohl diee zu Zwickys Zeit wichtige Hinweise waren, dauerte es noch bis in die 70er Jahre als Wissenschaftler diesen Unterschied richtig beachteten. Zu dieser Zeit wurde die Existenz von dunkler Materie ernst genommen. Das Vorhandensein solcher Materie würde nicht nur den Massenunterschied in Galaxiehaufen erklären, es würde auch weitreichende Konsequenzen für die Evolution und der Bestimmung des Universums selbst haben. </para>
<para>Ein weiteres Phänomen zum Beweis der dunklen Materie sind die drehförmigen Kurven von <firstterm>Spiralgalaxien</firstterm>. Spiralgalaxien enthalten eine große Anzahl von Sternen, die das Galaxiezentrum in nahezu kreisförmigen Bahnen umlaufen, ungefähr so wie Planeten ihrem Stern. Wie Planetenbahnen haben Sterne mit größeren galaktischen Bahnen eine langsamere Eigendrehung (das ist einfach eine Aussage des 3. Keplerschen Gesetzes). Tatsächlich bezieht sich Keplers 3. Gesetz nur auf die Sterne nahe des Umfangs einer Spiralgalaxie, da es annimmt, dass die von der Bahn eingeschlossene Masse konstant ist. </para>
<para>Jedoch haben Astronomen Beobachtungen von Bahngeschwindigkeiten von Sternen in den äußeren Regionen von vielen Spiralgalaxien angestellt und keiner folgte, wie erwartet, dem 3. Keplerschen Gesetz. Stattdessen blieben die Bahngeschwindigkeiten konstant. Die Schlussfolgerung ist, dass die Masse, die von größeren Bahnen eingeschlossen ist, sich vergrößert., sogar bei Sternen, die sich scheinbar in der Ecke der Galaxie befinden. Während sie sich nahe dem Rand des leuchtenden Part der Galaxie befinden, hat die Galaxie ein Massenprofil, dass auch über die sichtbaren Teile der Galaxie hinweg existiert. </para>
<para>Hier ist noch eine Möglichkeit, darüber zu nachzudenken: Nehmen Sie die Sterne nahe des Umfangs einer Spiralgalaxie, mit einer typischen, beobachteten Bahngeschwindigkeit von 200 Kilometern pro Sekunde. Wenn die Galaxie nur aus der Materie bestehen würde, die wir sehen, würden diese Sterne schnell aus der Galaxie fliegen, da die Bahngeschwindigkeiten vier Mal so groß wiedie Fluchtgeschwindigkeit der Galaxie sind. Da Galaxien nicht auseinanderfliegen, muss eine Masse in der Galaxie vorhanden sein. die wir nicht erfassen, wenn wir alle Teile, die wir sehen können, zusammenaddieren. </para>
<para>Verschiedene Theorien sind in der Literatur zu der fehlenden Masse beschrieben wie <acronym>WIMP</acronym>s (Weakly Interacting Massive Particles) (dtsch. etwa: <quote>Schwach interagierende massive Partikel</quote>), <acronym>MACHO</acronym>s (MAssive Compact Halo Objects) (dtsch. etwa: <quote>Massive, kompakte Halo-Objekte</quote>), ursprünglich schwarze Löcher, massive Neutrinos und andere, jede mit Pros und Kontras. Bis jetzt wurde noch keine der Theorien von der astronomischen Gemeinschaft angenommen, da wir leider keine Mittel haben, sie zu überprüfen. </para>
<para>Sie können die Galaxiehaufen sehen, die Professor Zwicky benutzt hat, um die dunkle Materie zu finden. Benutzen Sie das &kstars;-Fenster <quote>Objekt suchen</quote> (<keycombo action="simul"><keycap>&Strg;</keycap><keycap>F</keycap></keycombo>) um auf <quote>M 87</quote> zu zentrieren (der Virgo-Sternhaufen) und auf <quote>NGC 4884</quote>, um den Coma-Sternhaufen zu finden. Sie können dann die Ansicht vergrößern, um die Galaxien zu sehen. Beachten Sie, dass der Virgo-Sternhaufen viel größer erscheint, aber in Wirklichkeit viel kleiner als Coma ist. Coma ist nur weiter entfernt. </para>
