Тъмна материя: Разлика между версии

 

== Увод ==

 

Понятието възниква исторически заради т. нар. „[[проблем за липсващата маса]]“ – оказва се, че във Вселената най-вероятно има невидима материя с много голяма маса – така най-просто се обясняват огромните разлики между теорията (отчитаща само видимата материя) и реалните експерименти.

Масата на тъмната материя е повече от масата на видимата.<ref>{{cite web | url = http://map.gsfc.nasa.gov/m_mm/mr_limits.html | title = Some Theories Win, Some Lose | publisher = [[NASA]]}}, using the [[WMAP]] dataset</ref>

 

<ref name="sciam 2003">{{cite news | url = http://www.sciam.com/article.cfm?chanID=sa006&articleID=00008965-AF27-1E41-89E0809EC588EEDF | title = The Search for Dark Matter | month = March | year = 2003 | first = David B. | last = Cline | publisher = [[Scientific American]]}}</ref>

 

== Информация от наблюдения ==

Първият учен, който дава доказателства и се досеща за съществуването на явление впоследствие наречено „тъмна материя“ е [[Швейцария|швейцарският]] [[астрофизик]] [[Фриц Цвики]] от [[Калифорнийски технологичен институт|Калифорнийския технологичен институт]] (Caltech) през 1933 г.

Той приложил законите на небесната механика ([[Вириална теорема]] към [[Кома струпване]]то от галактики ([[Coma_galaxy_cluster]]) и доказал, че там има невидима маса. Цвики оценил цялата маса на купа, знаейки скоростите на галактиките по периферията му. Като сравнил този резултат с резултати базирани върху общия брой галактики и общата светимост на купа се разбрало, че там има 400 пъти повече маса от очакваното. Гравитацията на видимите галактики от купа би била твърде малка за да ги удържи заедно. Така се появил т.нар. „проблем за липсващата маса“. Единственото решение било да се предположи, че има невидима форма на материята, която с гравитацията си удържа галактиките от купа.

 

 

=== Ротационни криви на галактиките ===

 

Цели 40 години след наблюденията на Цвики нямало никакви други наблюдения които да повдигнат отново „проблема за липсващата маса“. Чак около 1960 г. младата астрономка [[Вера Рубин]] работеща към [[Department of Terrestrial Magnetism]] при [[Carnegie Institution of Washington]] започнала да публикува статии по проблема, базирайки се на наблюдения с нов и чувствителен [[спектрограф]], с който били определени доста по-точно диаграмите скорост – разстояние на периферни спирални галактики (още „ротационните криви на галактиките“). Заедно с колегата си Кент Форд, Рубин през 1975 г. съобщила на събрание на [[Американското Астрономическо Общество]] меко казано изненадващото откритие, че повечето звезди в спиралните галактики обикалят около центъра с почти еднакви скорости, което подсказва за тяхното равномерно разпределение дори далеч от центъра – където е съсредоточена масата на галактиката. Такъв резултат значел или че Нютоновият закон за гравитацията не е универсален, или че повече от 50% от масата на галактиката се съдържа в относително по-тъмното галактическо хало. Посрещната със скептицизъм, Рубин настояла, че наблюденията и са коректни. С времето други астрономи потвърдили нейните заключения и станало ясно, че повечето галактики са доминирани от „тъмна материя“. Имало и галактики изключения все пак.

 

=== Липсващо вещество в галактическите купове ===

 

Тъмната материя влияе и върху [[галактически куп|галактическите купове]]. Рентгенови измервания на вътрешно-куповия газ отговарят точно на наблюдаваните от Цвики отношения маса-светимост от порядъка на 10 към 1. Много от измерванията на [[Chandra X-ray Observatory]] ползват тази техника за да определят масите на куповете независимо от други експерименти. Галактическият куп [[Abell 2029]] е съставен от хиляди галактики обградени от облак горещ газ и количество тъмна материя равно по маса на 10¹⁴ Слънца. В центъра на този куп има огромна елиптична галактика, която се предполага, че е формирана от обединенията на много на брой малки галактики.

* [[Барионна тъмна материя|Барионна]]

* [[Небарионна тъмна материя|Небарионна]]<ref>{{cite book | first = Joseph | last = Silk | title = The Big Bang | edition = 1989 | pages = chapter ix, page 182}}</ref> която бива 3 вида:

** [[Топла тъмна материя|Топла]] – частици с [[релативистка скорост]]

 

Горещата тъмна материя се състои от частици със скорости близки до светлинната. Знае се един представител на този клас [[неутрино]]то. То има много малка маса, не взаимодейства нито електромагнитно, нито силно и затова е много, много трудно за засичане. То е идеален кандидат за тъмна материя, но експериментите показват, че обикновеното неутрино е само малка част от състава на горещата небарионна тъмна материя. Горещата тъмна материя не може да обясни как са се образували отделните галактики след Големия Взрив. Анизотропията на Реликтовото излъчване мерена от сателитите [[COBE]] и [[WMAP]] бидейки изключително малка – все пак показва, че частичките на материята са се „скупчвали“ при самото начало в много малки структури. Обаче бързо-движещи се частици не могат да се съберат заедно на такива малки мащаби, а по-скоро даже пречат на събирането на останалата материя. Така става ясно, че горещата тъмна материя въпреки че съществува във Вселената, е само част от играта.

 

 

За да се обясни съвременната структура на Вселената е нужно да се въведе и „студена“ (не-[[релативистки ефект|релативистична]] тъмна материя. Наблюденията върху гравитационни лещи изключват вероятността към този клас тъмна материя да се числят големи обекти с голяма маса като черни дупки с маса на галактика. Вариантите за обикновена барионна материя включват [[кафяво джудже|кафяви джуджета]] или може би малки, плътни парчета от тежки [[химичен елемент|елементи]]. Такива обекти се наричат „massive compact halo objects“ („[[масивен компактен хало-обект|масивни компактни хало-обекти]]“) или [[MACHO]] („мачо“). Въпреки това изследвания върху [[образуване на атомни ядра при Големия Взрив|образуването на атомни ядра при Големия взрив]] убедиха повечето учени, че барионната материя като напр. MACHO-тата е само малка част от цялата тъмна материя.

== Външни препратки ==

* [http://www.rootbg.net/html/darkgalaxy.html Тъмни без-звездни галактики]

* {{икона|en}} [http://astron.berkeley.edu/~mwhite/darkmatter/hdm.html Гореща тъмна материя]

* {{икона|en}} [http://xxx.lanl.gov/find/nucl-ex,astro-ph,nucl-th,math-ph,hep-ex,physics,cond-mat,hep-lat,quant-ph,gr-qc,hep-ph,hep-th/1/fr+EXACT+dark_matter/0/1/0/all/0/1 Последни материали върху тъмната материя]

* {{икона|en}} [http://news.bbc.co.uk/1/hi/wales/south_east/4288633.stm Астрономи намират без-звездни галактики (BBC Новини 23 февруари 2005)]

 

[[Категория:Космология]]