Apa itu MATERI GELAP (Dark Matter) ?

Sebagian besar bukti materi gelap datang dari studi gerakan galaksi. Banyak dari gerakan ini terlihat seragam, namun dengan teorema virial energi kinetik total seharusnya separuh energi ikatan gravitasi total galaksi. Secara eksperimental, energi kinetik total ternyata jauh lebih besar: khususnya dengan asumsi kalau massa gravitasional hanya disebabkan oleh materi tampak galaksi, bintang-bintang jauh dari pusat galaksi memiliki kecepatan yang jauh lebih tinggi daripada yang diramalkan teorema virial.

Kurva rotasi galaksi, yang menggambarkan kecepatan rotasi versus jarak ke pusat galaksi, tidak dapat dijelaskan hanya dengan materi tampak. Dengan asumsi kalau bahan tampak menyusun hanya sebagian kecil kluster adalah cara paling langsung untuk mengatasi hal ini. Galaksi-galaksi menunjukkan tanda-tanda kalau ia tersusun dari halo materi gelap yang simetri bulat dan berpusat di tengah galaksi dengan materi tampak bertumpuk di sebuah cakram di pusatnya. Galaksi cebol kecemerlangan rendah adalah sumber informasi penting untuk mempelajari materi gelap, dan memiliki hanya sedikit bintang terang di pusatnya yang dapat merusak pengamatan kurva rotasi bintang luar.

Ada tempat-tempat dimana materi gelap terlihat sedikit atau sama sekali tidak ada. Kluster bola memiliki sedikit bukti kalau ia mengandung materi gelap, walaupun interaksi orbit mereka dengan galaksi memang menunjukkan keberadaan materi gelap galaktik. Untuk sementara waktu, pengukuran profil kecepatan bintang-bintang terlihat menunjukkan konsentrasi materi gelap di cakram Bima Sakti, namun sekarang terlihat kalau konsentrasi tinggi materi barionik di cakram galaksi (khususnya dalam medium antar bintang) dapat menjelaskan gerakan ini. Profil massa galaksi diduga terlihat sangat berbeda dari profil cahaya. Model tipikal galaksi materi gelap adalah distribusi bulat halus dalam halo. Dengan demikian ia akan menghindari efek dinamika bintang skala kecil. Penelitian bulan Januari 2006 oleh Universitas Massachussets Amherst menjelaskan warp yang sebelumnya misterius dalam cakram Bima Sakti oleh interaksi Awan Magellan Besar dan Kecil dan meramalkan peningkatan 20 kali lipat massa Bima Sakti dengan mempertimbangkan materi gelap.

Penemuan dan konfirmasi radiasi latar belakang gelombang mikro kosmik (CMB) terjadi tahun 1964. Sejak itu, banyak pengukuran lebih lanjut pada CMB telah mendukung dan membatasi teori ini, mungkin yang paling terkenal adalah Cosmic Background Explorer (COBE) milik NASA. COBE menemukan suhu residual 2.73 K dan tahun 1992 mendeteksi untuk pertama kalinya adanya fluktuasi (anisotropi) dalam CMB, pada level sekitar satu bagian dari seratus ribu. Selama dekade selanjutnya, anisotropi CMB diselidiki lebih jauh oleh sejumlah eksperimen berbasis darat dan balon. Tujuan utama eksperimen ini adalah mengukur skala angular puncak akustik pertama spektrum tenaga anisotropi tersebut, dimana COBE tidak memiliki cukup resolusi. Tahun 2000-2001, beberapa eksperimen, khususnya BOOMERanG menemukan kalau alam semesta hampir datar secara spasial dengan mengukur ukuran angular tipikal (ukuran langit) anisotropi. Saat 1990an, puncak pertama diukur dengan sensitivitas semakin tinggi dan tahun 2000, eksperimen BOOMERanG melaporkan fluktuasi tenaga tertinggi terjadi pada skala sekitar satu derajat. Pengukuran ini menghapus teori formasi struktur kosmik lewat string kosmik, dan menyarankan kalau teori inflasi kosmik adalah yang benar.

Sejumlah interferometer berbasis darat memberi pengukuran fluktuasi ini lebih teliti lagi dalam tiga tahun kemudian, termasuk Very Small Array, Degree Angular Scale Interferometer (DASI) dan Cosmic Background Imager (CBI). DASI membuat deteksi pertama polarisasi CMB dan CBI memberi spektrum polarisasi mode-E pertama dengan bukti nyata kalau ia lewat fase dengan spektrum mode-T. Penerus COBE, Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) memberikan pengukuran paling detil pada anisotropi skala besar CMB tahun 2009. Pengukuran WMAP berperan kunci dalam menyusun Model Standar Kosmologi bernama model Lambda-CDM, sebuah alam semesta datar yang didominasi energi gelap,, dipasok oleh materi gelap dan atom dengan gejolak kepadatan yang dibenihkan oleh sebuah proses Gaussian adiabatik yang hampir invarian pada skala. Sifat dasar alam semesta ini ditentukan oleh lima bilangan: kepadatan materi, kepadatan atom, usia alam semesta (atau ekuivalen dengan tetapan Hubble), amplitudo fluktuasi awal, dan ketergantungan skala. Model ini juga memerlukan sebuah periode inflasi kosmik. Data WMAP menyingkirkan beberapa model inflasi kosmik yang lebih kompleks, walaupun mendukung satu Lambda-CDM dari yang lain.

Lebih lanjut, data dari sejumlah bukti lain selain kurva rotasi galaksi dan WMAP, adalah lensa gravitasi, formasi struktur, dan pecahan barion dalam kluster serta kelimpahan kluster digabungkan dengan bukti independen kepadatan barion, menunjukkan kalau 85-90 persen massa alam semesta tidak berinteraksi dengan gaya elektromagnet. Materi gelap non barionik ini dibuktikan lewat efek gravitasinya. Akibatnya, pandangan yang paling dipegang sekarang adalah bahwa materi gelap adalah umumnya non barionik, terbuat dari satu atau lebih partikel elementer yang pastinya bukan elektron, proton, neutron, dan neutrino yang kita kenal. Partikel yang paling umum diajukan adalah aksion, neutrino steril, dan WIMP (Weakly Interacting Massive Particle, termasuk neutralino).