Ciemna materia i ciemna energia.pdf

Ciemna materia i ciemna energia

Andrzej Oleś

Wstęp

Dlaczego ma istnieć ciemna materia

Idea pomiaru

MOND Î Modified Newtonian Dynamics ?

Ciemna energia i przyszłość Wszechświata ?

Wstęp

Obecnie przypuszcza się, że Wszechświat zbudowany jest z następujących cząstek:

Rodzaj materii Typowe cząstki Liczba cząstek Wkład do masy Dowody istnienia

Wszechświata

( około )

Zwykła-barionowa protony 10 78 5% Bezpośrednie

elektrony obserwacje

Promieniowanie fotony 10 87 0.005% Obserwacje

Gorąca c. materia neutrina 10 87 0.3% Detekcja neutrin

Zimna c. materia cząstki 10 77 25% Wnioskowanie

supersymetryczne? z dynamiki galaktyk

Ciemna energia cząstki skalarne 10 118 70% Wnioskowanie z

ekspansji Wszechświata

Dlaczego ma istnieć ciemna materia ?

Ciemnej materii nie umiemy obserwować bezpośrednio. Argumentu za istnieniem tego

składnika Wszechświata dostarczają obserwacje orbitalnych prędkości gwiazd w dyskach

galaktyk. Prędkości te uzyskujemy z obserwacji przesunięcia dopplerowskiego w widmie

promieniowania emitowanego przez gwiazdę. Wyliczana siła dośrodkowa, ktra utrzymuje

gwiazdy na orbitach jest wielokrotnie większa od grawitacji wszystkich świecących

składnikw galaktyki. Podobnie sprawa wygląda, gdy przechodzimy do obserwacji w

większej skali w gromadach galaktyk.

Rys.1. Wyliczona zależność prędkości gwiazdy od odległości od centrum galaktyki ( disk ).

Punkty pomiarowe świadczą o stałej prędkości dla rżnych odległości, co narzuca obecność

ciemnej materii w postaci halo.

Rysunek 1 przedstawia wyliczoną zależność prędkości gwiazdy od jej odległości od centrum

galaktyki .( krzywa z maksimum ). W tym przypadku uwzględniono grawitację jedynie

świecącej materii. Kwadraciki odtwarzają wyniki konkretnych pomiarw. Jak widać

konieczna jest jeszcze duża niewidoczna masa stanowiąca halo galaktyki. Tak więc ciemna

materia otacza znaną nam świecącą materię.

Rys.2. Soczewka grawitacyjna z uwzględnieniem halo ciemnej materii.

Z kolei rys. 2 ilustruje działanie soczewki grawitacyjnej. Promieniowanie biegnące od bardzo

odległego kwazara doznaje ugięcia w polu grawitacyjnym galaktyki. Silny efekt wymaga

obecności wielkich mas zawartych w nie świecącym halo galaktyki.

Jednym z argumentw przemawiającym za istnieniem ciemnej materii jest zbyt krtki

czas, poczynając od Wielkiego Wybuchu ( 13,7 mld lat ), aby wytworzyły się galaktyki.

Przyjęcie obecności ogromnej masy ciemnej materii usuwa trudności. Obserwacje

kosmologiczne , w połączeniu z dobrze znanym prawem grawitacji narzucają konieczność

przyjęcia istnienia ciemnej materii. Co więcej, przeprowadzone szacunki sugerują, że jest jej

znacznie więcej ( 25% ) od zwykłej materii barionowej ( 5% ).

Teoretyczny model tzw. supersymetrii przyjmuje możliwość istnienia ciemnych cząstek

( tzw. neutralin ) o bardzo wielkiej masie, ktre mogą niezwykle słabo oddziaływać z

barionami ( tzn. ze znaną nam postacią materii ). Pojawia się możliwość badania

bezpośrednio na ziemi tajemniczej ciemnej materii.

Idea pomiaru

Nasz układ słoneczny obiega centrum galaktyki z prędkością 220 km/s. Gaz ciemnej

materii owiewa nas zatem z ogromną prędkością. Wobec ruchu Ziemi wokł Słońca należy

do wymienionej prędkości dodać w lecie 15 km/s a w zimie tę wartość odjąć. Jest to rezultat

czysto geometrycznych rozważań. Tak więc idea pomiaru polega na wykryciu powyższych

oscylacji.

Cała trudność sprowadza się do znalezienia detektora, ktry umożliwi rejestrację

niezwykle rzadkich przypadkw oddziaływania neutalina z jądrem atomowym. Gdy taki

rzadki przypadek zachodzi, w wyniku zderzenia cząstki z jądrem atomowym, to ostatnie

doznaje odrzutu i uderza w sąsiednie atomy wyzwalając energię w formie ciepła lub światła.

Cały problem polega na odrżnieniu tej energii od energii wydzielanej w innych

pasożytniczych procesach np. rozpadzie promieniotwrczym ( świat zaśmiecony izotopami

radioaktywnymi ). Niewątpliwie pomiary muszą być dokonywane na dużych głębokościach

pod ziemią aby uchronić się przed promieniowaniem kosmicznym. W chwili obecnej

prowadzi się 11 tego typu pomiarw w dużych zespołach międzynarodowych. Wyrżnia się

głwnie następujące detektory: kriogeniczne i jonizacyjno Î scyntylacyjne.

Detektory kriogeniczne wykorzystują energię termiczną wydzielaną przy zderzeniu

neutralin z jądrami atomowymi. Stosuje się tu czysty Ge lub Si w temperaturze ~ 25 mK. Do

pomiaru wzrostu temperatury służą termistory. Ponadto korzysta się z nadprzewodnictwa i

przekroczenia temperatury krytycznej w chwili wydzielania ciepła.

W przypadku drugiego rodzaju detektorw korzystamy z tego, że w procesie zderzenia

neutralin z jądrami atomowymi mogą być wybijane elektrony z sąsiednich atomw i powstają

ekscymery. Po jakimś czasie jądra te wychwytują elektrony. co powoduje scyntylacje w

gazach szlachetnych. I tak np. w ciekłym ksenonie błysk jest bardzo silny. Celem

zabezpieczenia się przed tłem elektromagnetycznym korzysta się z detektorw nie tylko

scyntylacyjnych, ale scyntylacyjno Îjonizacyjnych. Scyntylacje zachodzące np. w ciekłym

ksenonie rejestrowane są przez fotopowielacze. Natomiast w komorze zawierającej gazowy

ksenon ( w grnej części detektora ) dokonuje się ( w koincydencji ) rejestracji zachodzącej

jonizacji.

Jakie wyniki dotychczasowych badań ? W jednym przypadku wspłpracy grupy włosko -

chińskiej ( tzw. DAMA ) uzyskano w ciągu czterech lat pomiarw efekt oscylacji lato Î

zima. Niemniej wyniki przyjmowane są z dużą rezerwą Î powszechnie uważa się, że pojawiły

się tu pasożytnicze efekty.

Rys. 3. Przekrj czynny na oddziaływanie cząstki ciemnej materii z barionem w zależności

od jej masy. Wyrysowane krzywe określają granice czułości detektorw stosowanych przez

rżne międzynarodowe grupy badawcze.

O stopniu trudności wymownie informuje rys. 3. Przedstawia on prawdopodobieństwo

oddziaływania neutrlina z jądrem atomowym w zależności od jego masy. Na rysunku

zaznaczono granice wykrywalności efektu przez detektory konstruowane przez rżne zespoły

badawcze, W Wielkiej Brytanii projektowany detektor zawierający 10 ton Xe.

MOND Î Modified Newtonian Dynamics

Astronomowie szacują ilość materii we Wszechświecie na dwa sposoby. Po pierwsze,

zliczają wszystko, co widać. Po drugie, wyznaczają jak szybko poruszają się widoczne ciała,

i na podstawie praw fizycznych wyliczają, jakiej masy potrzeba, aby wytworzyć grawitację

konieczną do ich powiązania.. Niestety obie metody dają odmienne wyniki. Na ogł

wyciągają z tego wniosek o istnieniu ciemnej materii.

Plik z chomika:

Inne pliki z tego folderu:

Inne foldery tego chomika: