Demianski, Ciemna materia (2003).pdf

Ciemna materia

Gªównym zadaniem astronomii jest zdobywanie informacji o podstawowych

obiektach astronomicznych { gwiazdach, galaktykach i gromadach galaktyk.

Podstawowym ¹ródªem informacji o tych obiektach jest ±wiatªo, które emituj¡.

Jednym z najwa»niejszych parametrów fizycznych charakteryzuj¡cych te

obiekty jest ich masa. Mas¦ ró»nych obiektów astronomicznych mo»na mierzy¢,

korzystaj¡c z prawa powszechnego ci¡»enia Newtona. Ziemia caªy czas spada

na Sªo«ce. Mierz¡c przyspieszenie, z jakim porusza si¦ Ziemia oraz znaj¡c

odlegªo±¢ mi¦dzy Ziemi¡ i Sªo«cem mo»na ªatwo wyznaczy¢ mas¦ Sªo«ca.

W podobny sposób wyznacza si¦ masy gwiazd, które tworz¡ ukªad podwójny.

Masy bardziej skomplikowanych obiektów { gromad kulistych oraz galaktyk

szacuje si¦ na podstawie ÿilo±ci ±wiatªa", które emituj¡. Korzysta si¦ przy tym

z nast¦puj¡cego prostego rozumowania. Nasze Sªo«ce jest do±¢ typow¡ gwiazd¡.

Znamy jego mas¦ M i jego jasno±¢ (moc promieniowania) L . Je»eli jasno±¢

jakiego± obiektu astronomicznego zªo»onego z gwiazd wynosi L , to jego masa

w przybli»eniu wynosi M ( L=L ) M . W podobny sposób szacuje si¦ masy

gromad galaktyk.

W 1933 roku Fritz Zwicky zmierzyª pr¦dko±ci kilkunastu

galaktyk w gromadzie galaktyk znajduj¡cej si¦

w obszarze nieba zajmowanym przez gwiazdozbiór

Panny. Okazaªo si¦, »e pr¦dko±ci galaktyk s¡ bardzo

du»e i aby gromada mogªa istnie¢ jako obiekt

grawitacyjnie zwi¡zany, jej masa powinna by¢

kilkadziesi¡t razy wi¦ksza od sumy mas tworz¡cych

j¡ galaktyk. Tak oto pojawiª si¦ problem ÿbrakuj¡cej

masy". Pocz¡tkowo astronomowie nie traktowali tego

problemu powa»nie, uwa»aj¡c, »e pomiary Zwicky'ego

mog¡ by¢ obarczone du»ym bª¦dem. Cho¢ wyniki

Zwicky'ego potwierdzili inni badacze i stwierdzono,

»e masy brakuje te» w innych gromadach galaktyk,

problemem tym zainteresowano si¦ dopiero w ko«cu

lat sze±¢dziesi¡tych, gdy zacz¦to mierzy¢ pr¦dko±ci,

z jakimi gwiazdy w galaktykach spiralnych okr¡»aj¡

centrum galaktyki. Jasno±¢ galaktyk spiralnych jest

zdominowana przez centraln¡ cz¦±¢ galaktyki { jej

j¡dro, naturalnym byªo wi¦c zaªo»enie, »e skupiona

jest tam wi¦kszo±¢ masy galaktyki. Gdyby tak byªo,

to podobnie jak planety w Ukªadzie Sªonecznym

gwiazdy znajduj¡ce si¦ coraz dalej od centrum

galaktyki powinny porusza¢ si¦ coraz wolniej (trzecie

prawo Keplera). Z pomiarów wynikaªo natomiast,

»e pr¦dko±ci gwiazd nie malej¡ wraz z odlegªo±ci¡.

Korzystaj¡c z tych danych mo»na oszacowa¢ mas¦

galaktyki. Tak oszacowana masa galaktyki jest od kilku

do kilkudziesi¦ciu razy wi¦ksza od masy oszacowanej

na podstawie jej jasno±ci. Z pomiarów pr¦dko±ci gwiazd

w galaktykach eliptycznych wynika, »e w nich te»

brakuje masy.

W ci¡gu ostatnich kilkunastu lat pojawiªy si¦ nowe

argumenty ±wiadcz¡ce o tym, »e gromady galaktyk

zawieraj¡ bardzo du»o ciemnej materii. Dzi¦ki

obserwacjom satelitarnym stwierdzono, »e centralne

obszary gromad galaktyk zawieraj¡ bardzo gor¡cy

gaz, który ±wieci gªównie w promieniach Roentgena.

Gor¡cy gaz jest tam utrzymywany przez odpowiednio

silne siªy grawitacyjne, które ±wiadcz¡ o du»ej masie

gromady. Masy kilku gromad galaktyk mo»na byªo

oszacowa¢ korzystaj¡c ze zjawiska soczewkowania

grawitacyjnego. Wszystkie te metody prowadz¡

do podobnego wniosku, »e dla gromad galaktyk

M=L wynosi kilkaset, a dla galaktyk kilkadziesi¡t.

Z drugiej strony z obserwacji rozpowszechnienia

lekkich pierwiastków, gªównie deuteru, trytu i litu,

mo»na wyznaczy¢ ±redni¡ g¦sto±¢ standardowej materii

barionowej % B . W kosmologii przyj¦to mierzy¢ g¦sto±¢

materii w jednostkach g¦sto±ci krytycznej % kryt , tzn.

±redniej g¦sto±ci materii w pªaskim wszech±wiecie,

który rozszerza si¦ w takim samym tempie jak nasz.

Z obserwacji wynika, »e W B = % B =% kryt = 0 ; 04,

natomiast ±rednia g¦sto±¢ materii we Wszech±wiecie

oceniana na podstawie mierzonych warto±ci M=L

wynosi W m = 0 ; 27. Wnioski wynikaj¡ce z porównania

tych dwóch liczb s¡ szokuj¡ce. Okazuje si¦ bowiem, »e

znaczna cz¦±¢ materii wypeªniaj¡cej Wszech±wiat nie

tylko nie ±wieci, ale nie mo»e by¢ zªo»ona ze znanych

cz¡stek. Pomimo wielu prób nie udaªo si¦ dotychczas

odkry¢ cz¡stek, które tworz¡ ciemn¡ materi¦. Odkrycie

tych cz¡stek otworzy przed nami nowy, zupeªnie inny,

Wszech±wiat.

Marek DEMIASKI

Plik z chomika:

Inne pliki z tego folderu:

Inne foldery tego chomika: