dunkle Materie, im Weltraum befindliche Materie, die sich bei verschiedenen astronomischen Untersuchungen durch ihre Gravitationswirkung bemerkbar macht, jedoch unsichtbar ist. Das Phänomen wird manchmal auch als Missing-mass-Problem bezeichnet. Erstmals vermutete der Astronom F. Zwicky, daß es in Galaxienhaufen große Mengen an dunkler Materie gibt. Seine Folgerungen beruhten auf dem Virialsatz, wonach die potentielle Energie einer Anzahl von Massenpunkten (bei beschränkter Ortsänderung und Geschwindigkeit) gleich dem doppelten negativen Mittelwert der kinetischen Energie ist. Demnach wäre die aus der sichtbaren Materie (Sterne und Gas) abgeleitete Gesamtmasse zu gering, um die Galaxien an die Haufen zu binden. Diese Beobachtungen konnten mit modernen Methoden bestätigt werden. Man schätzt heute, daß Sterne und Gas weniger als 10% zur gravitativ wirksamen Masse in den Haufen beitragen. Weitere 10-40% stammen von rund 108K heißer, intergalaktischer Materie, der Rest ist unsichtbar.

Es gilt heute als sicher, daß durchschnittliche Galaxien mindestens 90 % unsichtbare Materie enthalten. Bei Spiralgalaxien fand man heraus, daß die äußeren Regionen schneller rotieren als man nach dem Keplerschen Gesetz erwarten würde. Hier vermutet man, daß rund zehnmal mehr dunkle als sichtbare Materie existiert, die hierfür verantwortlich ist. Die dunkle Materie befindet sich wahrscheinlich in haloartigen Gebieten, die die Galaxien sphärisch umgeben. Etwa die Hälfte der theoretisch ermittelten Halomasse liegt vermutlich in Form sog. MACHOs vor. Diese Massive Compact Halo Objects, bei denen es sich möglicherweise um Braune Zwerge oder Weiße Zwerge handelt, konnten aufgrund des Mikrolensing nachgewiesen werden. Darüber hinaus gibt es Hinweise auf die Existenz von zusätzlicher dunkler Materie, die im Universum auf größeren Skalen (Galaxien, Galaxienhaufen) verteilt ist. Die tatsächlich vorhandene mittlere Dichte dunkler Materie ist ein entscheidender Parameter der Kosmologie, der wichtig ist, um die mittlere Materiedichte des Universums festzulegen (Dichteparameter). Damit ist die dunkle Materie entscheidend für die Zukunft des Universums: Liegt die Materiedichte, die der Summe der Dichte von leuchtender und dunkler Materie entspricht, oberhalb der kritischen Dichte, so leben wir in einem geschlossenen Universum, dessen momentane Expansion ausreichend verlangsamt wird (Akzelerationsparameter), um sich schließlich umzukehren und zu rekollabieren. Anderenfalls ist das Universum offen (offenes Universum) und expandiert immer weiter. Obwohl die Existenz dunkler Materie unbestritten ist, konnte trotz intensiver Forschung weder die mittlere Dichte der dunklen Materie genauer als im Bereich einer Größenordnung bestimmt werden, noch ist die Frage nach ihrer Herkunft und Zusammensetzung überzeugend geklärt.

Konservative Modelle postulieren die Existenz von baryonischer dunkler Materie in Form von erloschenen massiven oder supermassiven Sternen (Schwarze Löcher, Neutronensterne, leuchtschwache Weiße Zwerge) oder von Braunen Zwergen, d.h. massearmen Sternen, die zu lichtschwach sind, um optisch beobachtet zu werden (MACHOs). Allerdings liefert die Theorie der primordialen Nukleosynthese nur dann Resultate, die mit der beobachteten Häufigkeit der leichten Elemente übereinstimmen, wenn nicht mehr als etwa 15 % der Gesamtmasse des Universum baryonisch ist. Nichtbaryonische Materie könnte zur dunklen Materie einerseits in Form von sogenannter heißer dunkler Materie beitragen. Einen gewichtigen Anteil hiervon würden wegen ihrer Häufigkeit Neutrinos bilden, falls ihre Ruhemasse nicht verschwindet; schon die Neutrinomasse von 10-30 eV würde ausreichen, um die Dichte des Universum über die kritische Dichte zu bringen. Andererseits könnte das Universum auch von kalter dunkler Materie dominiert sein, die sich aus bisher empirisch nicht nachgewiesenen "exotischen" Elementarteilchen (WIMPs) zusammensetzen könnte.

Die Entwicklung der Struktur des Universum hängt neben der absoluten Dichte auch vom Verhältnis der Dichten von heißer und kalter dunkler Materie ab. Numerische Simulationen deuten darauf hin, daß bei Überwiegen von heißer dunkler Materie zuerst große Strukturen entstehen, die später in kleinere Teile zerfallen, während bei der Dominanz von kalter dunkler Materie umgekehrt erst kleinskalige Strukturen entstehen, die dann zu größeren Objekten verschmelzen. Mit beiden Szenarien kann man für bestimmte Modellparameter wesentliche Merkmale der beobachteten Struktur des Universums reproduzieren. (Dunkelwolken) [RAP, TB]