Subota 25 Svibanj 2019

Pretraga

  • 1
  • 2
  • 3
  • 4
  • 5

Prirodne znanosti

Tamna tvar

10 Sij 2009
(Reading time: 6 - 12 minutes)
Zvjezdica neaktivnaZvjezdica neaktivnaZvjezdica neaktivnaZvjezdica neaktivnaZvjezdica neaktivna
 
 

Tamna tvar

 

Tamna tvar je materija koja se ne može detektirati njenim zračenjem, ali čija se prisutnost može zaključiti iz gravitacijskih efekata na vidljivim objektima kao što su zvijezde i galaksije. Procjene količine mase u Svemiru temeljene na gravitacijskim efektima sugeriraju da postoji mnogo više mase nego što se može izravno uočiti. Nadalje, postojanje tamne tvari riješava brojne nekonzistentnosti u big bang teoriji.

Vjeruje se da većina mase u Svemiru postoji u ovom obliku. Određivanje prirode tamne tvari je jedan od najvažnijih problema u modernoj kozmologiji. Pitanje postojanja tamne tvari može se činiti nevažno za naše postojanje na Zemlji. No, činjenica da tamna tvar postoji ili ne postoji određuje konačnu sudbinu našeg Svemira. Znamo da se Svemir sada širi zbog crvenog pomaka u svjetlu koje primamo sa udaljenih objekata. Količina «viđene» tamne tvari u Svemiru nije dovoljna da bi gravitacija zaustavila širenje te bi se ono odvijalo beskonačno dugo. U principu, dovoljno tamne tvari može uzrokovati zaustavljanje ili čak inverziju širenja tj. sažimanje (big crunch). U praksi, trenutno se smatra da je dinamika Svemira pod dominacijom druge komponente: tamne energije.

 

Dokaz o postojanju

Najviše dokaza o tamnoj tvari dolazi iz proučavanja skupina galaksija. Mnoge od njih se čine grubo statične i prilično uniformne pa bi po virijalnom teoremu ukupna kinetička energija trebala biti polovica ukupne gravitacijske energije vezanja galaksija. Eksperimentalno je potvrđeno da je mnogo veća, često i za red veličine i pod pretpostavkom da vidljiva materija čini tek mali dio skupine, beskompromisno se dolazi do spomenutih dokaza. Unatoč gravitacijskoj teoriji i novim kompjutorskim analizama, astronomi nisu mogli odrediti gdje se tamna tvar nalazi. Kao da su galaksije i tamna tvar nakupljene na isti način.

I same galaksije pokazuju znakove da su sastavljene uglavnom od tamne tvari, što se zaključuje promatranjem rotacije i diskova. Znajući gdje se nalazi tamna tvar, znali bismo koliko je ima. Za sada se ispostavlja da je ima sedam puta više od obične materije, što je i dalje tek četvrtina tvari potrebne za zaustavljanje širenja.

Budući da se ne može detektirati optičkim sredstvima, o sastavu tamne tvari se može samo nagađati (radi se na eksperimentima koji bi trebali izravno detektirati tamnu tvar koja prolazi kroz Zemlju, ali još nije bilo uspjeha). Mogu se isključiti velike mase poput crnih rupa veličine galaksije. Neke mogućnosti uvode običnu barionsku materiju uključujući smeđe patuljke ili čak male, guste nakupine teških elemenata; takvi objekti su poznati kao tzv. massive compact halo objects (slobodni prijevod objekti masivnog zbijenog vijenca) ili MACHOs. Moguća količina barionske tamne tvari je ograničena big bang nukleosintezom. Trenutno se najčešće smatra da je tamna tvar izgrađena od elementarnih čestica koje nisu uobičajeni elektroni, protoni i neutroni nego neutrini, aksioni ili hipotetske čestice poznate kao slabointeragirajuće masivne čestice (weakly interacting massive particles – WIMPs). Drugi hipotetski kandidati su supersimetrične čestice. Postavljena je hipoteza da su WIMP-ovi supersimetrične čestice kao što je neutralino.

Otkriće tamne tvari

Hipotezu o tamnoj tvari je prvi put postavio švicarski astrofizičar Fritz Zwicky. 1933. Zwicky je procijenio količinu mase u našoj galaksiji (temeljenu na broju zvijezda i njihovom sjaju) i onda našao omjer u kojem se naša galaksija i ostale galaksije gibaju oko centra. Kada je odabrao drugu metodu, neovisnu o sjaju, našao je 400 puta više tvari nego u prethodnoj metodi. Zatim je pronašao da je brzina više nego dvostruko veća od dopuštene s obzirom na masu procjenjenu brojem i sjajem. Takva brzina bi «potrgala» galaksiju. To je bilo poznato kao «problem nedostatka mase». Temeljeno na tim proračunima, ustanovio je da mora postojati drugi oblik materije u galaksiji koji još nije detektiran, a koji daje dovoljno mase i gravitacije da drži galaksiju na okupu. Od tada je započela potraga za tim izvorom gravitacije. Današnja procjena kaže da je samo 5-10% ukupne materije observabilno.

Kozmolozi vjeruju da postoje dvije klase tamne tvari: barionska (ime dano svakoj «normalnoj materiji» sastavljenoj od bariona: protona, neutrona i elektrona) tamna tvar zvana MACHOs i misteriozna «shadow matter» (shadow = sjena), sastavljena od nepoznatih nebarionskih subatomskih čestica zvanih WIMPs, kao što su neutrini i aksioni.

Alternativno objašnjenje

Alternativa tamnoj tvari je zamisao da gravitacijska sila na velikim udaljenostima postaje jača od Newtonove aproksimacije. To se može provesti pretpostavljajući da je kozmološka konstanta negativna (a za koju se vjeruje da je pozitivna, s obzirom na nedavna promatranja), ili uvođenjem modificirane Newtonove dinamike. Drugi pristup je predložio Finzi (1963.) i nakon njega Sanders (1984.) koji zamijeni gravitacijski potencijal izrazom gdje su B i ρ prilagodljivi parametri. Ipak, svaka alternativa nailazi na velike poteškoće kada treba objasniti različito ponašanje raznih galaksija, a što se može jednostavno objasniti time da nema svaka istu količinu tamne tvari.

Vruća tamna tvar

Sastoji se od čestica koje putuju relativističkim brzinama. Najbolji kandidat za vruću tamnu tvar je neutrino. Neutrini imaju zanemarivu masu, ne sudjeluju ni u elektromagnetskim ni u slabim međudjelovanjima te se zato teško mogu detektirati. Iz tog razloga su tako dobri kandidati. Ipak, ograničenost mase neutrina ukazuje na to da neutrini imaju jako mali doprinos tamnoj tvari. Da bi objasnili malu masu neutrina tzv. sterilni neutrini se mogu dodati standardnom modelu. Očekuje se da su sterilni neutrini teži od običnih neutrina pa bi oni mogli biti kandidati za sastav tamne tvari. Vruća tamna tvar ne može objasniti kako se individualne galaksije formiraju iz big banga. Mikrovalnu pozadinsko zračenje koje je izmjerio COBE satelit je vrlo glatko i brzo gibajuće čestice se ne mogu skupiti zajedno na tako maloj skali sa tako glatkog početnog skupljanja. Da bi objasnili malu skalu strukture u Svemiru, nužno je uvesti hladnu tamnu tvar.

Tamna energija

U kozmologiji, tamna energija je hipotetski oblik energije koji prodire u cijeli prostor i ima negativan tlak koji rezultira «odbojnom gravitacijskom silom». Tamna energija se može uzeti u obzir kod akceleriranog Svemira kao i kod značajnog dijela mase u Svemiru. Dva predložena oblika tamne energije su kozmološka konstanta i eter, gdje je prvi statičan, a drugi dinamičan. Da bi ih razlikovali trebamo vrlo precizna mjerenja ekspanzije Svemira i promjena brzine u vremenu. Takva mjerenja su tema sadašnjih istraživanja.

Prijedlog
Kozmološku konstantu je prvi predložio Albert Einstein kao mehanizam ravnoteže gravitacije koji vodi do statičnog Svemira. Kasnije se pokazalo da bi Einsteinov statički Svemir bio nestabilan zbog postojanja lokalnih nehomogenosti te bi s vremenom doveo da nekontrolirane ekspanzije ili globalne kontrakcije. Što je još važnije, promatranja koja je proveo Edwin Hubble su ukazala da se Svemir širi i nije statičan. Nakon ovoga, kozmološka konstanta ima samo povijesno značenje.

1970. Alan Guth je predložio da kozmološka konstanta može dovesti do kozmičke inflacije u vrlo ranom Svemiru. Čak i nakon što je model «napuhavanja» postao općepriznat, kozmološka konstanta je smatrana nevažnom za trenutni Svemir. No, 1990. sateliti i teleskopi zlatnog doba omogućuju visoko precizna mjerenja dalekih supernova i kozmičkih pozadinskih valova. Nekoliko iznenađujućih otkrića ovih mjerenja se mogu najlakše objasniti ako neki oblik tamne energije postoji u modernom Svemiru.

Priroda fenomena

Zbog svoje odbojne prirode, tamna energija teži uzrokovanju akceleriranog Svemira umjesto da ga usporava, što bi se očekivalo u Svemiru koji je sastavljen isključivo od čiste materije. Akcelerirani Svemir je točno ono što je uočeno promatranjem dalekih supernova.
Drugi argument dolazi od promatranja gustoće ukupne energije Svemira. Dugo se znalo iz teorijskih i observalnih argumenata da je gustoća ukupne energije Svemira vrlo blizu kritičnoj gustoći potrebnoj za «ravni» svemir. Kako je energija ekvivalentna masi, ovo se obično izražava u terminima kritične mase potrebne da se Svemir učini ravnim. Promatranja vidljive materije daju samo 2-5% potrebne gustoće mase. Tamna tvar, koja se ne može izravno vidjeti, daje dodatnih ~25% kritične mase. No, ispostavlja se da promatranja supernova predviđaju da tamna energija čini oko ~70% kritične gustoće energije. Kada se to zbroji, gustoća ukupne energije postaje točno onolika koliko je potrebno za ravan Svemir.

Nagađanja

Točna priroda tamne energije je uvelike tema nagađanja. Neko vjeruju da bi tamna energija mogla biti «vakuumska energija», koju predstavlja kozmološka konstanta u općoj relativnosti. Najjednostavnije objašnjenje je da postavimo kozmološku konstantu, što bi značilo uniformnu gustoću tamne energije kroz cijeli Svemir neovisno o vremenu i ekspanziji. Ovaj oblik energije je uveo Albert Einstein i konzistentan je sa dosadašnjim ograničenim promatranjima. Ako tamna tvar zaista ima ovaj oblik, onda ona postaje temeljno svojstvo Svemira. Alternativno, tamna energija može nastati iz neke vrste čestica, koje smatramo eterom. Neke teorije sugeriraju da su takve čestice mogle nastati tijekom big banga u dovoljnom mnoštvu da prožimaju cijeli prostor. Ipak, ako je tako, može se očekivati i da se nakupljaju i variraju u gustoći kao funkcija vremena. Ne postoji dokaz za to, ali se ne može niti isključiti.

Inflacija

Treba također spomenuti da je jedan oblik tamne energije najvjerojatnije objašnjenje kozmičke inflacije tijekom big banga. Takva inflacija je esencijalno svojstvo najnovije teorije kozmologije i strukture formacije. Nije jasno je li tamna energija koja je prisutna danas povezana sa onom koja je mogla uzrokovati inflaciju.

Budući značaj tamne energije

Ako tamna energije nastavi dominirati svemirskom energijskom ravnotežom, trenutna ekspanzija će se nastaviti akcelerirati, stječući s vremenom eksponencijalni karakter. Strukture koje nisu već sad povezane gravitacijom će se međusobno udaljavati očevidnom brzinom većom od brzine svjetlosti. Kako se naše poznavanje Svemira temelji isključivo na onome što vidimo putem svjetlosti, ova akceleracija će nas spriječiti u promatranju udaljenih dijelova Svemira koji su trenutno vidljivi. Treba naglasiti da će, ako se gustoća tamne energije ne povećava, svaka struktura, kao što su galaksije i solarni sustavi, koja je trenutno vezana gravitacijski, ostati takva. Tako da će Mliječna staza i Zemlja ostati naizgled bez ikakvih smetnji dok će ostatak Svemira «odletjeti od nas».
Alternativno, tamna energija ne mora biti konstantna, nego raste u vremenu. To će dovesti do scenarija koji se naziva Big Rip; svaka struktura će se raspasti do posljednjeg atoma.
I na kraju, tamna energija se možda smanjuje u vremenu, što bi dovelo do kontrakcije Svemira – Big Crunch. Ovaj se scenarij smatra najmanje vjerojatnim.

Vruća tamna tvar

Najistaknutiji kandidat vruće tamne tvari je čestica neutrino. Ova varljiva čestica, čije je postojanje predvidio 1931. Wolfgang Pauli da bi nadopunio očuvanje momenta i energije u beta raspadima. Beta raspad je proces u kojem se slobodni neutron, nakon otprilike 12 minuta, raspada u elektron, proton i elektronski antineutrino. Znanstvenici su, proučavajući beta raspad, bili izgubljeni pred problemom narušenog očuvanja momenta i energije. Niels Bohr je otišao jako daleko predloživši da se zakoni očuvanja raspadaju na subatomskim razinama. Nezadovoljan Bohrovim prijedlogom, Pauli je postulirao malu, beznabojnu i moguće bezmasenu česticu koja putuje relativističkim brzinama, a nastaje beta raspadom. Nadalje, čestica bi mogla biti podložna slaboj interakciji sa običnom materijom. Činjenica da je čestica električki neutralna i slabo interagirajuća jako otežava njenu detekciju, ako je ona uopće moguća. Ako je neutrino bez mase, moramo isključiti mogućnost a bilo kakvu gravitacijsku interakciju.

Paulijeve tvrdnje da je neutrino vrlo varljiva čestica su se pokazali ispravne i tek je 25 godina ankon njegovog predviđanja neutrino prvi put detektiran. 1956. Fred Reines i Clyde Cowan su prvi detektirali neutrinsku interakciju sa materijom. Od onda su tri različita tipa neutrina pronađena: elektronski, mionski i tau. Svaki ima i pripadnu antičesticu.

Sa spoznajom da neutrini igraju ključnu ulogu u brojni astrofizičkim procesima, novo, masivno područje istraživanja poznato kao «neutrinska astronomija» je izronilo u protekla dva desetljeća. Neutrino detektori su se razvili u SAD-u, Japanu, Rusiji i Kanadi. Na kozmološkoj razini, računi Big Bang nukleosinteze ukazuju na proizvodnju neutrina među reakcijama koje tvore lake elemente. Kao što ovi izračuni donose neka predviđanja o mnoštvu promatranih lakih elemenata, također daju i neke indikacije u obilju neutrina u Svemiru.

Jedan od najvećih pokazatelja dominira li u Svemiru hladna ili vruća tamna tvar je način na koji je materija, posebno galaksije, raspoređena po nebu. Vruća tamna tvar, koju reprezentiraju neutrini, ne objašnjava uzorak po kojem se promatraju galaksije u Svemiru. Neutrini, kakvi su već spomenuti, bi izronili iz Big Banga sa tako velikim relativističkim brzinama da bi izgladili svaku fluktuaciju u gustoći materije. U ranom Svemiru, gustoća neutrina je bila ogromna i većina materije se mogla objasniti neutrinima. S obzirom na njihovu veliku brzinu, neutrini bi nastojali slobodno strujati iz bilo kojih regija velike gustoće, odnosno, regija sa većom gustoćom od prosjeka Svemira. Ovaj proces uključuje da fluktuacije gustoće mogu nastati tek nakon što neutrini bitno uspore. (tj. kako se Svemir širi, njegova temperatura se smanjuje što rezultira hlađenjem neutrina.)

Kada se spoji sa količinom snage viđenoj na velikoj skali COBE satelitom, ispostavlja se da bi Svemir u kojem dominiraju neutrini sadržavao nedovoljnu snagu na malim skalama da bi bio kompatibilan sa promatranjima. Ovo isključuje bilo koji čisti HDM model (model vruće tamne tvari – hot dark matter). Kada ljudi danas diskutiraju HDM, obično je to u kontekstu «miješane tamne tvari» u modelu hladna+vruća tamna tvar. U ovim modelima, većina tamne tvari je hladna, ali svaki mali dio je vruć. Trenutni eksperimenti ograničavaju količinu vruće tamne tvari u Svemiru na najviše nekoliko postotaka.

IZVOR ČLANKA:

http://www.croeos.net

 

 

O autoru
Danijel Folnegović
Author: Danijel FolnegovićWebsite: http://fx-files.comEmail: Ova e-mail adresa je zaštićena od spambota. Potrebno je omogućiti JavaScript da je vidite.
Owner
Danijel Folnegović je oduvijek bio zainteresiran za sve što ima veze s paranormalnim. Zarazio se time tamo davne 1993. gledajući prvu epizodu serije Dosije X. Voli pisati o bilo ćemu zanimljivom od NLO-a, vanzemaljaca, teorija urote, teorije o drevnim vanzemaljcima i nerješenim misterijama. Također, ima strast prema SF serijama i filmovima, ali i nogometu. Pokretač je ove stranice i brine o njenom neometanom radu. Povremeno se pojavljuje kao gost u nekim TV i radio emisijama.
Nedavni članci:

Comments powered by CComment

WMD hosting

wmd dno