1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
31
32
33
34
35
36
37
38
39
40
41
42
43
44
45
46
47
48
49
50
51
52
53
54
55
56
57
58
59
60
61
62
63
64
65
66
67
68
69
70
71
72
73
74
75
76
77
78
79
80
81
82
83
84
85
86
|
<sect1 id="ai-darkmatter">
<sect1info>
<author
><firstname
>Jasem</firstname
> <surname
>Mutlaq</surname
> <affiliation
><address
> <email
>mutlaqja@ku.edu</email>
</address
></affiliation>
</author>
</sect1info>
<title
>Matèria obscura</title>
<indexterm
><primary
>Matèria obscura</primary>
</indexterm>
<para
>Els científics es troben avui dia còmodes amb la idea de que el 90% de la massa de l'univers està en una forma de matèria que no es pot veure. </para>
<para
>Encara disposem de mapes fiables de l'univers proper que cobreixen l'espectre des de les ones de ràdio fins als raigs gamma, únicament som capaços de comptabilitzar el 10% de la massa del que hi deu haver allà fora. Com va dir en Bruce H. Margon, un astrònom de la Universitat de Washington, en el diari New York Times al 2001: <citation
>És una situació sumament embarassosa el tenir que admetre que no arribem a trobar el 90% de l'univers</citation
>. </para>
<para
>El terme que identifica a aquesta <quote
>massa perduda</quote
> és el de <firstterm
>matèria obscura</firstterm
>, i aquestes dues paraules resumeixen molt bé tot el que coneixem a sobre d'aquest tema. Sabem que hi ha <quote
>matèria</quote
>, perque en podem veure els efectes de la seva influència gravitacional. Tot i que, la matèria no emet una radiació electromagnètica que sigui detectable, el qual l'etiqueta com a <quote
>Obscura</quote
>. Existeixen diverses teories sobre la qüestió de la massa perduda, que van des d'exòtiques partícules subatòmiques fins a una població de forats negres aïllats. També es parla de nanes blanques i i marrons. El terme <quote
>massa perduda</quote
> pot ser erràtic, atès que la massa com a tal no està perduda, tan sols la seva llum. Però, què és exactament la matèria obscura i com sabem que existeix sinó podem veure-la? </para>
<para
>La història començà al 1933, quan l'astrònom Fritz Zwicky estava estudiant el moviment de cúmuls massius de galàxies distants, en concret el cúmul Coma i el cúmul Virgo. Zwicky estimava la massa de cada galàxia en el cúmul basant-se en la seva lluminositat, i sumava les masses de totes les galàxies per obtenir la massa total del cúmul. Llavores va fer una segona estimació de la massa del cúmul, independent de la primera, basant-se en les velocitats individuals de les galàxies en el cúmul. Per a la seva sorpresa, aquesta segona estimació sobre la <firstterm
>massa dinàmica</firstterm
> era <emphasis
>400 vegades</emphasis
> major que la massa estimada basant-se en la llum de les galàxies. </para>
<para
>Encara que en l'època de Zwicky ja hi havia una seriosa evidència, fins als anys 70 els científics no començaren a investigar més profundament aquesta discrepància. Fou en aquesta època quan es començà a prendre seriosament l'existència de la matèria obscura. L'existència d'aquesta no tan sols resoldria les deficiències de massa en els cúmuls de galàxies, a demés tenia conseqüències molt més importants per a l'evolució i destí del mateix univers. </para>
<para
>Un altre fenomen que va suggerir l'existència de la matèria obscura fou l'existència de les corbes rotacionals en les <firstterm
>galàxies espirals</firstterm
>. Les galàxies espirals contenen una gran població d'estrelles que orbiten al voltant del centre de la galàxia de forma gairebé circular, tal i com els planetes orbiten al voltant d'una estrella. A l'igual que les òrbites planetàries, les estrelles amb grans òrbites galàctiques s'espera que tinga'n una menor velocitat orbital (aquest és un dels punts de la tercera llei de Kepler). Actualment, la tercera llei de Kepler tan sols s'aplica a les estrelles més properes al perímetre d'una galàxia espiral, atès que s'assumeix que la massa envolcallada per la òrbita a de ser constant. </para>
<para
>Així amb tot, astrònoms han fet observacions de les velocitats orbitals de les estrelles en las parts més externes d'un gran nombre de galàxies espirals i cap d'elles seguia la tercera llei de Kepler tal i com s'esperava. En comptes de caure en un radi més gran, les velocitats orbitals restaven remarcablement constants. La implicació és que la massa envolcallada per una òrbita de gran radi fa que aquesta augmenti, fins i tot en les estrelles que aparentment es troben en el límit de la galàxia. Encara que aparentin estar a la vora de la part lluminosa de la galàxia, la galàxia té un perfil de massa que aparentment s'estén més enllà de les regions ocupades per les estrelles. </para>
<para
>Hi ha una altra manera de pensar en això. Considereu les estrelles properes al perímetre d'una galàxia espiral, amb velocitats orbitals observades típicament en torn als 200 kilòmetres per segon. Si la galàxia només consisteix de la matèria que podem veure, aquestes estrelles es separarien molt ràpidament de la galàxia, atès que les seves velocitats orbitals són quatre vegades més grans que la velocitat d'escapada de la galàxia. Atès que les galàxies no semblen desfer-se, deu haver-hi una massa en la galàxia amb la que no contem al sumar totes les parts que podem veure. </para>
<para
>Diverses teories han estat surfejant per la literatura en relació a la massa perduda com les <acronym
>WIMP</acronym
> (Weakly Interacting Massive Particles - "partícules massives que interaccionen dèbilment"), <acronym
>MACHO</acronym
> (MAssive Compact Halo Objects - "objectes massius i compactes de l'aurèola"), forats negres primordials, neutrins massius i d'altres, cadascuna amb els seus pros i els seus contres. Cap d'aquestes teories no ha estat encara acceptada per la comunitat astronòmica, bàsicament per la impossibilitat actual de contrastar unes hipòtesis contra les altres. </para>
<tip>
<para
>Podeu veure els cúmuls de galàxies que el professor Zwicky estudià per a descobrir la matèria obscura. Useu la finestra "Cerca objecte" de &kstars; (<keycombo action="simul"
>&Ctrl;<keycap
>F</keycap
></keycombo
>) per a centrar a sobre de <quote
>M 87</quote
> i trobar el cúmul de Virgo, i en <quote
>NGC 4884</quote
> per a trobar el cúmul de Coma. És possible que tingueu que apropar la imatge en aquestes galàxies. Tingueu en compte que el cúmul de Virgo aparenta ser molt més gran en el cel. En realitat Coma és el cúmul més gran dels dos, encara que sembli ser més petit a causa de que es troba més lluny. </para>
</tip>
</sect1>
|
