Tumšā matērija

Vikipēdijas lapa
Pārlēkt uz: navigācija, meklēt

Tumšā matērija astronomijā un kosmoloģijā ir apzīmējums matērijai, kas neizstaro nekādu elektromagnētisko starojumu un to nevar novērot tieši ar optiskām vai radio metodēm. Netieši par tās eksistenci liecina gravitācijas efekti. Tiek lēsts, ka tumšā matērija sastāda 83% no visas matērijas Visumā.[1]

Tumšā matērija varētu būt barionu vai nebarionu matērija. Nelielas daļa tumšās matērijas varētu būt parastā matērija, kas kaut kādu apstākļu dēļ neizstaro vai ļoti maz izstaro elektromagnētisko starojumu. Lielākā daļa slēptās masas, domājams, tomēr nav veidota no atomiem un nemijiedarbojas ar parasto matēriju ar elektromagnētisko spēku palīdzību. Nebarionu matērija varētu būt neitrīno, kā arī tādas hipotētiskas daļiņas kā aksioni vai supersimetriskās daļiņas.

Nebarionu matērija tiek klasificēta atkarībā no to veidojošo daļiņu masas un (vai) to tipiskajiem ātrumiem (masīvākās daļiņas kustas lēnāk). Ir trīs nebarionu matērijas hipotēzes: karstā tumšā matērija, siltā tumšā matērija un aukstā tumšā matērija, kā arī vairākas to kombinācijas. Visvairāk diskutētā ir aukstā tumšā matērija, kuras pamatā par visiespējamāko uzskata neitralīno. Karstā tumšā matērija varētu sastāvēt no masīviem neitrīno.

Eksistē arī teorijas, kas galaktiku kustību anomālijas izskaidro bez slēptas masas nepieciešamības.

Izpētes vēsture[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

Slēptas, nenovērojamas matērijas esamību postulēja Frics Cvikijs 1934. gadā, novērojumos atklājot galaktiku kopā esošu galaktiku relatīvo ātrumu neatbilstību ar teorētiski aprēķināto. Vēlāki cita veida novērojumi apstiprināja tumšās matērijas esamību: galaktiku rotācijas ātrumi, gravitācijas lēcu efekti objektiem, kas atrodas galaktiku kopu aizmugurē, karstas gāzes sadalījums galaktikās un galaktiku kopās.

Deviņdesmitajos gados amerikāņu un austrāliešu zinātnieki pētīja zvaigznes, ko sauc par 1a tipa pārnovām. Šī veida pārnovu veido baltā pundurzvaigzne, kas uzsūc sevī blakus esošo zvaigzņu vielu. Brīdī, kad punduris sasniedz noteiktu lielumu, tas eksplodē, atbrīvojot datus pār pārnovas starojumu, astronomi var aprēķināt ne vien attālums līdz zvaigznei, bet arī tās kustības ātrumu un laiku, kad sākusi izstaroties gaisma. Pārnovas ir ļāvušas zinātniekiem izsekot Visuma izplešanās ātrumam daudzos dažādos laikos kopš Lielā Sprādziena brīža. Astronomi bija pārliecināti, ka visā Visumā pastāvēšanas laikā tā izplešanās ātruma būtu pastāvīgi jāsamazinās, jo gravitācijas spēkam būtu jāvelk viss kopā. Tāpēc iestājies liels šoks, kad izrādījās, ka Visuma izplešanās ātrums samazinājies pirmos 7 miljardu gadu pēc Lielā sprādziena, bet pēc tam sācis palielināties un turpina to darīt pašlaik. Tas bija pretrunā ar trīs gadsimta ceturkšņus valdījušo mācību, un būtu ticami, ja visu matēriju bīdītu nezināms dabas spēks, ko mūsdienās pazīst kā tumšo matēriju.

Atsauces[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

  1. Gary F. Hinshaw. «What is the universe made of?». Universe 101. NASA website, 2010-01-29. Skatīts: 2010-03-17.