|
|
|
|
|
<sect1 id="ai-darkmatter">
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
<sect1info>
|
|
|
|
|
|
<author
|
|
|
|
|
|
><firstname
|
|
|
|
|
|
>Jasem</firstname
|
|
|
|
|
|
> <surname
|
|
|
|
|
|
>Mutlaq</surname
|
|
|
|
|
|
> <affiliation
|
|
|
|
|
|
><address>
|
|
|
|
|
|
</address
|
|
|
|
|
|
></affiliation>
|
|
|
|
|
|
</author>
|
|
|
|
|
|
</sect1info>
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
<title
|
|
|
|
|
|
>Тёмная материя</title>
|
|
|
|
|
|
<indexterm
|
|
|
|
|
|
><primary
|
|
|
|
|
|
>Тёмная материя</primary>
|
|
|
|
|
|
</indexterm>
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
<para
|
|
|
|
|
|
>Учёные теперь в большинстве своём поддерживают мнение, что 90% массы во вселенной существует в скрытой, ненаблюдаемой форме. </para>
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
<para
|
|
|
|
|
|
>Несмотря на наличие подробных карт ближней вселенной, которые покрывают спектр от радио до гамма лучей, мы можем увидеть только 10% всей массы. Как сказал астроном Bruce H. Margon из Вашингтонского Университета в интервью газете New York Times в 2001 году: <citation
|
|
|
|
|
|
>Довольно неловкая ситуация получается: мы не можем найти 90% вселенной</citation
|
|
|
|
|
|
>. </para>
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
<para
|
|
|
|
|
|
>Термин, определяющий эту <quote
|
|
|
|
|
|
>потерянную материю</quote
|
|
|
|
|
|
> - <firstterm
|
|
|
|
|
|
>Скрытая масса</firstterm
|
|
|
|
|
|
>, эти два слова хорошо передают всё то, что мы сейчас об этом знаем. Это <quote
|
|
|
|
|
|
>материя</quote
|
|
|
|
|
|
>, потому что мы можем видеть результаты её гравитационного влияния. Она ничего не излучает, никакого регистрируемого приборами электромагнитного излучения, следовательно она <quote
|
|
|
|
|
|
>тёмная, или скрытая</quote
|
|
|
|
|
|
>. Есть несколько теорий этой потерянной массы, начиная от экзотических субатомных частиц или популяций изолированных чёрных дыр, и заканчивая менее экзотическими коричневыми и белыми карликами. Термин <quote
|
|
|
|
|
|
>потерянная масса</quote
|
|
|
|
|
|
> был бы неправильным, так как сама материя никуда не исчезла, исчез только свет. Но что же такое на самом деле эта тёмная материя, и откуда мы знаем, что она существует, если мы не видим её? </para>
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
<para
|
|
|
|
|
|
>История началась в 1933 году, когда астроном Fritz Zwicky изучал движение далёких и массивных кластеров галактик, точнее кластеры Coma и Virgo. Он оценил массу каждой галактики в кластере, основываясь на их свечении, и сложил их чтобы получить общую массу кластера. Далее он сделал второй, независимый подсчёт массы кластера, основываясь на распределении скоростей отдельных галактик в кластере. На его удивление, вторая <firstterm
|
|
|
|
|
|
>динамическая масса</firstterm
|
|
|
|
|
|
> была в <emphasis
|
|
|
|
|
|
>400 раз</emphasis
|
|
|
|
|
|
> больше массы, определённой по свету. </para>
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
<para
|
|
|
|
|
|
>Как и любое другое открытие, его в своё время проигнорировали, и только в семидесятых годах учёные начали исследовать это противоречие всесторонне. В это время теория о тёмной материи начала получать распространение. Существование такой материи не только решает проблему дефицита массы в галактических кластерах; но и имеет большое значение для познания дальнейшей эволюции вселенной. </para>
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
<para
|
|
|
|
|
|
>Другой феномен - кривые вращения <firstterm
|
|
|
|
|
|
>спиральных галактик</firstterm
|
|
|
|
|
|
>. Спиральные галактики содержат большие популяции звёзд, которые расположены на орбитах галактических кластеров. Звёзды с большими галактическими орбитами имеют меньшие скорости вращения (третий закон Кеплера). Это правило применимо к звёздам, близким к периметру спиральной галактики, так как оно предполагает, что масса внутри орбиты постоянна. </para>
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
<para
|
|
|
|
|
|
>Однако астрономические наблюдения показали, что звёзды не подчиняются третьему закону Кеплера. Вместо того, чтобы падать с удалением от центра, скорости звёзд на удивление постоянны, независимо от диаметра орбиты. Отсюда вывод, что масса, ограничиваемая орбитами с большим радиусом, увеличивается, даже для звёзд, которые располагаются на краю галактики. Поэтому галактика, похоже, не ограничивается своей светящейся частью, занимаемой звёздами, а продолжается далеко за эти пределы. </para>
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
<para
|
|
|
|
|
|
>Вот ещё один пример: звёзды по периметру спиральных галактик движутся со скоростью в 200 км/с. Если бы галактика состояла только из материи, которую мы можем видеть, эти звёзды очень быстро улетели бы из галактики, так как их орбитальные скорости в четыре раза больше, чем скорость вылета из самой галактики. Так как галактики, как мы видим, не разлетаются во вращении, в них должна быть масса, которую мы не принимаем в при подсчёте всех видимых частей. </para>
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
<para
|
|
|
|
|
|
>В литературе есть несколько теорий на этот счёт, например <acronym
|
|
|
|
|
|
>WIMP</acronym
|
|
|
|
|
|
> (Weakly Interacting Massive Particles - слабо взаимодействующие массивные частицы), <acronym
|
|
|
|
|
|
>MACHO</acronym
|
|
|
|
|
|
> (MAssive Compact Halo Objects - массивные компактные гало-объекты), изначальные чёрные дыры, массивные нейтроны и другие; каждая имеющая свои за и против. Нет теории, объясняющей всё, которую бы приняло всё астрономическое сообщество, так как нам недостаёт знаний для окончательного сравнения всех теорий друг с другом. </para>
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
<tip>
|
|
|
|
|
|
<para
|
|
|
|
|
|
>Вы можете увидеть галактические кластеры, изучавшиеся профессором Zwicky для познания скрытой массы. Используйте окно поиска объекта &kstars; (<keycombo action="simul"
|
|
|
|
|
|
>&Ctrl;<keycap
|
|
|
|
|
|
>F</keycap
|
|
|
|
|
|
></keycombo
|
|
|
|
|
|
>) для перехода к <quote
|
|
|
|
|
|
>M 87</quote
|
|
|
|
|
|
> в кластере Virgo, и <quote
|
|
|
|
|
|
>NGC 4884</quote
|
|
|
|
|
|
> - в кластере Coma. Вы также можете увеличить масштаб для лучшего рассмотрения галактик. Помните, что кластер Virgo выглядит на небе большим. В действительности, кластер Coma имеет большие размеры, только он удалён от нас. </para>
|
|
|
|
|
|
</tip>
|
|
|
|
|
|
</sect1>
|
