Rozkład masy we Wszechświecie
Fizyka
Zestaw wyjaśnia, jak materia i masa-energia są rozmieszczone we Wszechświecie: od gwiazd i galaktyk po gromady oraz sieć kosmiczną. Poznasz też rolę ciemnej materii, ciemnej energii i zasadę jednorodności w dużych skalach.
1.Materia barionowa
Zwykła materia zbudowana głównie z protonów, neutronów i elektronów. Tworzy gwiazdy, planety, gaz międzygwiazdowy i pył. Stanowi tylko niewielką część całkowitej zawartości masy-energii Wszechświata.
2.Ciemna materia
Składnik Wszechświata, który nie emituje światła i nie oddziałuje zauważalnie elektromagnetycznie, ale ujawnia się przez grawitację. Pomaga wyjaśnić ruch gwiazd w galaktykach i dynamikę gromad galaktyk.
3.Ciemna energia
Hipotetyczna forma energii odpowiedzialna za przyspieszanie rozszerzania się Wszechświata. Nie jest skupiona w galaktykach jak materia, lecz traktuje się ją jako składnik wypełniający przestrzeń.
4.Halo ciemnej materii
Rozległy obszar otaczający galaktykę lub gromadę galaktyk, w którym znajduje się większość ich ciemnej materii. Halo wpływa na ruch gwiazd i gazu oraz na soczewkowanie grawitacyjne.
5.Krzywa rotacji galaktyki
Wykres zależności prędkości obiegu gwiazd lub gazu od odległości od centrum galaktyki. Płaskie krzywe rotacji sugerują istnienie dodatkowej, niewidocznej masy poza widzialnym dyskiem.
6.Soczewkowanie grawitacyjne
Ugięcie światła przez masę zgodnie z ogólną teorią względności. Pozwala badać rozkład masy, także tej niewidocznej, ponieważ tor promieni zależy od pola grawitacyjnego obiektu.
7.Sieć kosmiczna
Wielkoskalowa struktura Wszechświata złożona z włókien, ścian i węzłów materii rozdzielonych pustkami. W węzłach i wzdłuż włókien skupiają się galaktyki oraz gromady galaktyk.
8.Pustka kosmiczna
Rozległy obszar o bardzo małej gęstości materii, zawierający niewiele galaktyk. Pustki są elementem sieci kosmicznej i oddzielają od siebie włókna oraz ściany galaktyk.
9.Gromada galaktyk
Duży układ wielu galaktyk związanych grawitacyjnie. Oprócz galaktyk zawiera gorący gaz i dużą ilość ciemnej materii, która stanowi znaczną część całkowitej masy gromady.
10.Jednorodność Wszechświata
Założenie, że w dostatecznie dużych skalach średni rozkład materii jest podobny w różnych obszarach. Lokalnie materia jest skupiona nierównomiernie, ale globalnie Wszechświat jest przybliżenie jednorodny.
11.Izotropowość Wszechświata
Własność polegająca na tym, że Wszechświat w dużych skalach wygląda podobnie we wszystkich kierunkach. Jest to ważne założenie współczesnej kosmologii.
12.Promieniowanie tła
Mikrofalowe promieniowanie pozostałe po wczesnym etapie ewolucji Wszechświata. Jego bardzo małe niejednorodności dostarczają informacji o początkowym rozkładzie materii.
Notatka
1. O co chodzi w rozkładzie masy we Wszechświecie
Mówiąc o rozkładzie masy we Wszechświecie, opisujemy to, gdzie znajduje się materia oraz jak jest ona zorganizowana w różnych skalach. Nie chodzi tylko o gwiazdy i planety, które widzimy, lecz także o składniki niewidoczne, wykrywane pośrednio. W kosmologii często rozpatruje się szerzej rozkład masy-energii, ponieważ na ewolucję Wszechświata wpływa zarówno materia, jak i ciemna energia.
W małych skalach materia jest rozłożona bardzo nierównomiernie. Tworzy gwiazdy, galaktyki, gromady galaktyk i większe układy. Między nimi znajdują się obszary o małej gęstości, czyli pustki kosmiczne. Z kolei w bardzo dużych skalach przyjmuje się, że Wszechświat jest w przybliżeniu jednorodny i izotropowy.
Ważne
„Nierównomierny lokalnie” nie przeczy temu, że „średnio jednorodny globalnie” — to kwestia skali obserwacji.
2. Skład Wszechświata: co naprawdę dominuje
To, co widzimy przez teleskopy, stanowi tylko część zawartości Wszechświata. Materia barionowa obejmuje protony, neutrony i elektrony, a więc wszystko to, z czego zbudowane są gwiazdy, planety, gaz i pył. Jej udział w całkowitym bilansie jest jednak niewielki.
Z obserwacji wynika, że większy udział ma ciemna materia, która nie świeci i nie oddziałuje zauważalnie elektromagnetycznie, ale wywołuje efekt grawitacyjny. Jeszcze większą część stanowi ciemna energia, łączona z przyspieszonym rozszerzaniem się Wszechświata. W przybliżeniu przyjmuje się dziś, że Wszechświat zawiera około 5% materii barionowej, 27% ciemnej materii i 68% ciemnej energii.
Zapamiętaj
Największą część bilansu Wszechświata stanowi ciemna energia, a nie zwykła materia.
3. Rozmieszczenie materii w galaktykach i gromadach
W pojedynczych galaktykach masa nie jest skupiona wyłącznie tam, gdzie widać najwięcej światła. Gwiazdy i gaz tworzą dysk lub inne widoczne struktury, ale galaktykę otacza rozległe halo ciemnej materii. To halo ma duże znaczenie dla ruchu obiektów w galaktyce.
Ważnym dowodem są krzywe rotacji galaktyk. Gdyby masa była związana głównie z widzialnymi gwiazdami, prędkości obiegu na dużych odległościach od centrum powinny wyraźnie maleć. W rzeczywistości często pozostają duże, co wskazuje na obecność dodatkowej masy.
Podobnie w gromadach galaktyk całkowita masa jest znacznie większa niż suma mas samych świecących galaktyk. Duży udział ma tam gorący gaz oraz przede wszystkim ciemna materia. Dzięki temu gromady pozostają związane grawitacyjnie.
4. Sieć kosmiczna i wielkoskalowa struktura
W największych skalach materia nie tworzy przypadkowego układu. Galaktyki i gromady układają się w sieć kosmiczną. Jej elementami są włókna, ściany, węzły oraz pustki kosmiczne. Węzły to obszary szczególnie bogate w materię, gdzie spotykają się włókna; tam często znajdują się gromady galaktyk.
Pustki kosmiczne nie są całkowicie puste, ale zawierają znacznie mniej materii niż włókna i węzły. Oznacza to, że w skali lokalnej rozkład masy jest silnie niejednorodny. Taki obraz dobrze zgadza się z modelami powstawania struktur pod wpływem grawitacji.
Przykład
Droga Mleczna należy do większych struktur galaktycznych, a nie jest obiektem całkowicie „samotnym” w przestrzeni.
5. Skąd wiemy, jak rozłożona jest masa
Rozkład masy bada się różnymi metodami obserwacyjnymi. Jedną z nich jest analiza ruchu gwiazd, gazu i galaktyk. Jeśli obiekty poruszają się szybciej, niż wynikałoby to z widzialnej materii, oznacza to obecność dodatkowej masy.
Bardzo ważne jest też soczewkowanie grawitacyjne. Zgodnie z ogólną teorią względności masa zakrzywia czasoprzestrzeń, więc może uginać światło. Dzięki temu da się wyznaczać rozkład masy również tam, gdzie nie obserwujemy świecącej materii.
Kolejnym źródłem informacji jest promieniowanie tła. Jego drobne niejednorodności pokazują, jak wyglądały zalążki późniejszych struktur we wczesnym Wszechświecie. To pozwala łączyć dzisiejszy rozkład galaktyk z warunkami panującymi tuż po początkowych etapach ewolucji kosmosu.
6. Najważniejsze wnioski i typowe pułapki
Najważniejszy wniosek jest taki, że większość tego, co grawitacyjnie wpływa na budowę Wszechświata, nie jest bezpośrednio widoczna. Ciemna materia odpowiada za znaczną część masy struktur takich jak galaktyki i gromady, a ciemna energia dominuje w globalnym bilansie masy-energii i wpływa na ekspansję.
Trzeba też odróżniać kilka pojęć. Rozkład materii nie oznacza równomiernego rozmieszczenia gwiazd. Jednorodność dotyczy bardzo dużych skal, a nie sąsiedztwa pojedynczej galaktyki. Z kolei ciemna materia i ciemna energia to nie to samo: pierwsza wzmacnia efekty grawitacyjne struktur, druga wiąże się z przyspieszoną ekspansją przestrzeni.
Na maturze często pojawiają się zadania wymagające rozpoznania dowodów istnienia ciemnej materii, interpretacji krzywych rotacji oraz wyjaśnienia, dlaczego Wszechświat może być jednocześnie strukturalny lokalnie i jednorodny w dużej skali.
Quizy w tym zestawie
16 pytań w 2 etapach — odblokujesz je po dodaniu zestawu