Ciemna materia i energia Ciemna materia

Mirosław Kwiatek
Ciemna materia i energia
Ciemna materia (masa) –przyciąga grawitacyjnie ale nie tylko nie emituje ale i nie absorbuje ani nie
odbija promieniowania (Ciało doskonale czarne emituje; poza tym nie musi byd czarne bo jest nim
np. Słooce :) Nie należy mylid oczywiście materii ciemnej z materią (masą) „normalną” (zwaną
barionową) – nieświecącą (a tym bardziej z materią „normalną” – świecącą). Rok przełomowych
badao nad tą energią – 1933.
Ciemna energia – energia niezamienialna na masę, działająca antygrawitacyjnie. Mówimy, że
wypełnia cały Wszechświat (podobnie jak możemy powiedzied, że energia grawitacji wypełnia
Wszechświat). We Wszechświecie dominuje – ok. 75% „sumy” wszelkiej materii czyli różnych
rodzajów mas, energii i promieniowania!. Rok przełomowych badao – 1998.
W latach 30-tych XX w. istnieniem ciemnej materii wyjaśniono stabilnośd niektórych gromad galaktyk
(najbliższej regularnej: w Warkoczu Bereniki czyli Coma w odl. 320 mln ly i najbliższej nieregularnej w
Pannie w odl. 48 mln ly); Prędkości niektórych (siedmiu) galaktyk w tych gromadach są tak duże
(szczególnie na peryferiach), że galaktyki te powinny wg. obliczeo oddalid się od tych gromad – jeśli
uwzględnid oszacowane (na podstawie ilości obserwowanego światła) do sprawdzających obliczeo
prędkości ucieczek tylko masy „normalne”. Masa była aż 400 razy za mała! Średnio we
Wszechświecie brakuje kilkuset % masy! (Gromady galaktyk to już b. duże struktury zawierające ok.
1000 galaktyk)
Z kolei ciemna energia „wypłynęła” w 1998 r. kiedy to mierzono odległości od tzw. supernowych
podtypu 1a.
Typ 1a rozpoznawany jest po tym, że w jego widmie spektrometrycznym brak jest linii wodoru i helu
natomiast są linie absorpcyjne krzemu na 615 nm w pobliżu maksimum jasności. W ciągu roku
odkrywanych jest kilkadziesiąt supernowych różnych typów; Od ok. 400 lat – wszystkie spoza Naszej
Galaktyki więc odległe!
Te supernowe nie są koocowym etapem ewolucji jednej, ciężkiej gwiazdy jak supernowe innych
(pod)typów lecz wynikiem wystarczająco długiego po(d)bierania przez jednego tzw. białego karła
materii z drugiego w ich zdarzających się układach podwójnych. Białe karły (mające zaledwie
rozmiary Ziemi) są koocowymi etapami ewolucji gwiazd lżejszych (np. naszego Słooca). Najbardziej
typowe masy większości białych karłów to 0,5 – 0,7 MSł ale szacowane masy znanych białych karłów
mają do 1,33 masy Słooca (od 0,17). Może się więc zdarzyd, że suma mas: jednego białego karła i
wyssysanej doo z drugiego osiągnie (i przekroczy) 1,44 MSł czyli tzw. granicę ChandraSekhara. A
wtedy to następuje wybuch supernowej.
Takie supernowe świecą zawsze (z dużą dokł. do 10%) z tą samą (i bardzo dużą – ok. 1 mld razy
większą niż Słooce) jasnością więc łatwo precyzyjnie mierzyd do nich odległośd przez pomiar tych ich
jasności (Maksimum po 3 tygodniach a po kilku miesiącach są już niewidoczne).
Znaleziono i pomierzono więc niejedną taką supernową stąd wiedziano przede wszystkim które są /
a właściwie już: były/ dalsze (wcześniejsze, z których światło wędruje dłużej) a które bliższe (z których
światło wędruje krócej).
Jednocześnie mierzono (względną) prędkośd oddalania się tych supernowych; Dokonywano tego
spektrometrami poprzez dopplerowski pomiar (względnego) przesunięcia ku czerwieni linii
widmowych badanych supernowych. … *)
Okazało się więc, że supernowe a więc i ich macierzyste galaktyki oddalają się od siebie z
prędkościami wzrastającymi a nie malejącymi. (Starsze są już bardzo rozpędzone a młode –
rozpędzają się; Przyspieszenie jest nie tylko dodatnie ale i >1)
Badając jeszcze dalsze supernowe stwierdzono, że rozszerzanie się Wszechświata (po początkowym
zwalnianiu) przyspiesza od ok. 4 mld lat.
GM2
1 GM2
Energia grawitacyjna
R (albo w szacowaniu dokładniejszym: 2 R ) by na przyspieszone
rozszerzanie nie pozwoliła więc musi istnied (z prawdopodobieostwem 99,996%) jakaś energia
GM2
(ciemna dla nas na razie), która powoduje przyspieszoną ekspansję Wszechświata Ec >Egrav =
R .
Ok. 75% bilansu energetycznego oznacza, że rozpychająca siła ciemnej energii ponad dwukrotnie
przekracza skupiającą siłę całej materii Wszechświata – nie tylko świecącej ale i ciemnej.
Ec =
73%
27% Egrav = 2,7Egrav
Słynna stała kosmologiczna Einsteina Л jest związana z ciemną energią! (1929 Hubble, 1931 Einstein)
Podobno już słynny Tesla nie tylko wiedział o ciemnej energii ale chciał ją ujarzmid! …
*)
Dokładniej to mierzono odległośd do supernowych dwoma sposobami: mocą promieniowania
świetlnego oraz przesunięciem dopplerowskim. I stwierdzono rozbieżnośd; odległośd „świetlna”
wychodziła większa niż z przesunięcia Dopplera
Δλ H
λ = c Rx. Założono, że ta pierwsza jest właściwa
natomiast druga jest za mała! Moc promieniowania = δT4 (Stefana-Boltzmanna) bowiem wyraża się
wzorem, który nie zależy „już” od długości fali, gdyż wzór ten powstał w wyniku przecałkowania po
wszystkich długościach fal więc nie jest „podatny” na zmianę (wzrost) długości fal.
Natomiast pomiar przesunięcia długości fali był prawdziwy tylko podczas wysłania światła przez
supernową (Załóżmy wspomniany wyżej trzeci tydzieo jej istnienia) a potem światło to wędrowało
miliony lat do obserwatoriów naszej cywilizacji! W tym długim czasie uwidoczniło się przyspieszone
rozszerzanie się Wszechświata przez ciemną energię, której istnienie założono. To „nadmiarowe”
rozszerzanie zwiększyło wszelkie długości fal. Dla bliższych supernowych rozbieżności były mniejsze.
Próba oszacowania procentowego ciemnej energii
Dla galaktyki NGC7083 mamy
Δλ
λ oraz R1 = 38,5 Mpc więc:
Δλ c
7 pxl
3*105 km/s
R2 = λ H = 7231 pxl 73 (km/s)/Mpc = 4 Mpc
(H = stała Hubblea)
Pomijamy w bilansie Egrav
Ekin1 Mv12/2 v12 HR1 2 R1 2 38,5 2
2
Ekin2 = Mv22/2 = v22 = (HR2 ) = (R2 ) = ( 4 ) =9,6 =93
Bilans energii – masy jest dziś (~2014) następujący:
0,5% = materia gwiazd świecących (jako barionowa jest zamienialna w 100% na energię bo
E=mc2 więc może byd porównywalna z jakąś energią)
4,5% = materia gazu międzygalaktycznego (3,5%) i inna barionowa nieświecąca
27%= ciemna materia
68% = ciemna energia
Gdy nie znano ciemnej energii to z powyższego bilansu – 32% dawało 100% z przelicznikiem 100/32 =
3,125
Tak więc było:
0,5*3,125 = 1,6% masy świecącej
4,5*3,125 = 14% masy barionowej nieświecącej
27*3,125 = 84,4% ciemnej materii
(Procenty znów sumują się do 100)
Przy obliczaniu (mierzeniu
Δλ
λ !) R2 korzystaliśmy z materii świecącej więc:
1,6% *93 = 149%. Tak więc teraz 100%+149% = 249% trzeba sprowadzid powtórnie do 100% z
przelicznikiem 100/249 = 0,4
Czyli 149% *0,4 = 59,6 ≈ 60% ciemnej energii w bilansie (nie brakuje wiele do
Oraz 1,6*0,4 = 0,6% itd
68%)