Sötét anyag

A Wikipédiából, a szabad enciklopédiából
Tipikus galaxis forgási görbéje: az A görbe jelöli az előrejelzett sebességet, eszerint a galaxisok külső csillagai nagyon lassan keringenek a középpont körül. A B görbe jelöli a megfigyelt értéket. A kettő közti különbség a sötét anyag létét igazolja.
Az Univerzum tömegének nagy részét nem a sötét anyag alkotja

A sötét anyag olyan anyagfajta, amely csillagászati műszerekkel közvetlenül nem figyelhető meg, mert semmilyen elektromágneses sugárzást nem bocsát ki és nem nyel el, jelenlétére csak a látható anyagra és a háttérsugárzásra kifejtett gravitációs hatásból következtethetünk. Az Univerzum tömegének csupán 4,6%-át alkotja a megfigyelhető anyag, 23% a sötét anyag aránya, és 72% a sötét energia.

Felfedezésének története[szerkesztés]

Elméleti felvetés[szerkesztés]

A sötét anyag hatását először Fritz Zwicky svájci asztrofizikus tételezte fel 1934-ben a Coma galaxishalmaz vizsgálata közben. A galaxishalmaz szélén levő galaxisok sebességéből, és a galaxishalmaz fényességéből, valamint a galaxisok száma alapján két tömegbecslést adott. A kettőt összehasonlítva látta, hogy a sebességeloszlásból számított tömeg 400-szor nagyobb, mint a távcsővel mért. Ezért be kellett vezetni a sötét anyagot, ami távcsővel nem látszik, viszont elég nagy tömegű, hogy a megfigyelt sebességeloszlást magyarázza.

Felfedezése[szerkesztés]

1970-ben Vera Rubin a Department of Terrestrial Magnetism (DTM) („földmágnesség”) osztályon dolgozott a Carnegie Institute of Washington intézetben. A DTM igazgatója, Kent Ford csillagász akkor alkotott meg egy új, nagy sebességű, széles spektrumú spektrográfot, amivel egyetlen nap alatt 8-10 mérést lehetett elvégezni (az akkoriban használt műszerek csak napi 1 mérésre voltak képesek).

1970. március 27-én Vera Rubin a DTM távcsövét az Androméda galaxisra irányította. Ellenőrizni szerette volna, hogy az Androméda milliónyi csillaga úgy mozog-e, ahogyan az elméletek leírják.

A spektrográf a csillagokban lévő kémiai elemeknek megfelelő hullámhosszakon vonalakat rajzolt egy papírra, amit Rubin mikroszkópon keresztül vizsgált. Ismert volt számára, hogy a kirajzolt vonalak annak megfelelően eltolódnak följebb vagy lejjebb a frekvenciaskálán, hogy az adott csillag felénk közeledik vagy távolodik-e, a Doppler-hatásnak megfelelően.

Rubin kíváncsi volt rá, hogy a Doppler-hatás alapján meg tudja-e határozni a csillagok sebességét távoli galaxisokban.

Azt tapasztalta, hogy az Androméda szélén lévő csillagok is épp olyan gyorsan mozogtak, ahogy a galaxis közepén lévők. Ez azonban nem felelt meg az elméletekből következő várakozásoknak.

A következő két hónapban 200 mérést rögzített papíron. Minden más galaxis esetén is hasonló eredményt kapott. Az összes sebesség „hibás” volt. A fizika ismert törvényeinek megfelelve ezek a csillagok túl gyorsan mozogtak, jó néhányuk esetén a gravitáció nem lett volna elég, hogy a pályájukon tartsa őket, ki kellett volna repülniük a világűrbe. Ez azonban nem történt meg.

Rubin számára két lehetséges ok kínálkozott:

  • Vagy Isaac Newton gravitációs törvényei rosszak (ezt a tudományos világ nehezen fogadta volna el)
  • Vagy az Univerzumban van olyan extra anyag, ami a visszahúzó erőért felelős, de a jelen csillagászati eszközökkel nem kimutatható.

Rubin a második magyarázatot választotta, és a „fölös” anyagot sötét anyag-nak nevezte el (mivel nem volt látható, sem kimutatható).

Számításai szerint a Világegyetem 90%-ban sötét anyagból áll. Elméletét 1975-ben ismertette az American Astronomical Society találkozóján.

A tudományos világnak ennek az elméletnek az elfogadásához egy évtized kellett.[1]

Megfigyelések[szerkesztés]

A sötét anyag jelenlétére jelenleg a következő megfigyelésekből következtethetünk:

Alkotórészei alapján feloszthatjuk barionos és nem barionos sötét anyagra. A barionos sötét anyag lehet:

  • Csillagközi köd: távcsövekkel a csillagközi hidrogén ködökben csak az atomos hidrogént látjuk s ennek következtében az a hallgatólagos nézet alakult ki, hogy ezek a ködök atomos hidrogénből állnak. Azonban az alacsony hőmérsékletű hidrogén sokkal stabilabb molekuláris állapotban, viszont a molekuláris hidrogén jószerével láthatatlan. Elképzelhető, hogy az eddig is ismert hidrogénfelhők tömege a mostani vélekedés többszörösét teszi ki.

Az Európai Űrügynökség (ESA) által a légkör fölé telepített IR spektroszkóppal sikerült kimutatni az atomos hidrogén mennyiségének 5-15-szörösét az NGC 891 számú, élével felénk néző galaxisban, amely mennyiség elegendő a hiányzó anyag molekuláris hidrogénként való értelmezéséhez.[3]

A nembarionos sötét anyag lehet:

A barionos és a nem barionos sötét anyag arányát a kozmikus háttérsugárzás fluktuációjából lehet megállapítani. Ennek alapján a sötét anyag nem barionos, és valószínűleg teljesen újfajta részecske.

Lehetséges kimutatása[szerkesztés]

2008 tavaszán olasz fizikusok bejelentették, hogy a Gran Sasso-csúcs alatti alagútban lévő DAMA projekt (Dark Matter) detektoraival valószínűleg sikerült a sötét anyag részecskéinek árama által kiváltott fizikai jelenségeket detektálni, ugyanis két független érzékelő által szolgáltatott adatokban kimutatták az 1980-as években elméletileg megjósolt éves ingadozást, amely azzal függ össze, hogy Nap körüli pályáján a Föld fél évente a Nap galaxismag körüli mozgásával egyező, fél évenként pedig azzal ellentétes irányba mozog.[5]

A NASA Chandra űrtávcsöve pedig 2006-ban közvetett bizonyítékot talált a sötét anyag létezésére, a Lövedék halmaz néven ismert ütköző galaxisok anyageloszlását vizsgálva.[6][7]

Alternatív elmélet: a MOND[szerkesztés]

Egyes csillagászok szerint a sötét anyag nem létezik, és a neki tulajdonított jelenségekre a gravitáció nagy távolságokon eltérő viselkedése a válasz. A MOND (Modified Newtonian Dynamics, módosított newtoni dinamika) elmélete szerint a gravitációs erő nagy távolságokon nem a távolság négyzetével, hanem csak a távolsággal arányos fordítottan.[8] [9]

Az elmélet azonban a kritikusai szerint egyrészt nem tudja megmagyarázni a galaxishalmazok gravitációs hatása révén létrejövő optikai lencsehatást,[10] másrészt nem ad arra magyarázatot, hogy a newtoni gravitáció miért változik meg.

Jegyzetek[szerkesztés]

  1. Kendall Haven: 100 Greatest Science Discoveries of All Time (Unlimited Libraries, 2007)
  2. Kovács, József: Sötét anyagba ágyazott törpegalaxisok. Hírek.csillagászat.hu, 2008. március 18. (Hozzáférés: 2009. március 18.)
  3. iopscience.iop.org: First Extragalactic Direct Detection of Large-Scale Molecular Hydrogen in the Disk of NGC 891, 1999-08-05
  4. Kovács, József: A Nap lehet a kulcs a sötét anyag rejtélyéhez?. Hírek.csillagászat.hu, 2008. június 24. (Hozzáférés: 2008. június 24.)
  5. Detektálták a Föld mozgását a sötét anyag láthatatlan tengerében?Hírek.csillagászat.hu; Kovács József, 2008. május 6.
  6. Székely Péter: Létezik a sötét anyag?. Hírek.Csillagászat.hu, 2006. augusztus 29. (Hozzáférés: 2009. november 11.)
  7. NASA Finds Direct Proof of Dark Matter. NASA RELEASE 06-297, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, 2006. augusztus 21. (Hozzáférés: 2009. november 11.)
  8. The MOND Pages
  9. Do Dwarf Galaxies Favor MOND Over Dark Matter?
  10. Priyamvada Natarajan, Hongsheng Zhao: MOND plus classical neutrinos not enough for cluster lensing. arXiv.org, Cornell University Library, 2008. június 18. (Hozzáférés: 2008. július 28.)

Források[szerkesztés]

További információk[szerkesztés]

Commons
A Wikimédia Commons tartalmaz Sötét anyag témájú médiaállományokat.

Kapcsolódó szócikkek[szerkesztés]