Astronomia
  Wiw.pl   Na bieżąco:  Informacje   Co nowego   Matematyka i przyroda:  Astronomia   Biologia   Fizyka   Matematyka   Modelowanie rzeczywistości   Humanistyka:  Filozofia   Historia   Kultura antyczna   Literatura   Sztuka   Czytaj:  Biblioteka   Delta   Wielcy i więksi   Przydatne:  Słowniki   Co i gdzie studiować   Wszechświat w obrazkach    
  Jesteś tutaj:   Wirtualny Wszechświat > Astronomia > Galaktyki  
  Tematy
- Historia astronomii
- Narzędzia i metody astronomii
- Astronomia sferyczna i praktyczna
- Badania kosmiczne
- Układ Słoneczny
- Słońce
- Galaktyki
- Typy i klasyfikacja galaktyk
- Promieniowanie galaktyk normalnych
- Powstanie i ewolucja galaktyk
- Ciemna materia w galaktykach
- Galaktyki aktywne
- Radioźródła pozagalaktyczne
- Galaktyki Seyferta
- Kwazary
- Lacertydy
- Aktywne jądra galaktyk
- Rozmieszczenie galaktyk
- Układ Lokalny galaktyk
- Grupy galaktyk
- Supergromada Lokalna
- Gromady galaktyk
- Ciemna materia
- Kosmologia
- Gwiazdozbiory całego roku
- Eseje

  Szukacz




Ciemna materia w galaktykach

W morfologicznym opisie galaktyk poszczególnych typów w naturalny sposób decydującą rolę odgrywają widome kształty obiektów, rozkład jasności oraz rozmieszczenie gwiazd podsystemu płaskiego i sferycznego. Okazuje się jednak, że materia widoczna w formie świecących gwiazd i obłoków gazu stanowi jedynie część całkowitej masy galaktyk. Materia ciemna, której istnienie stwierdzamy jedynie dzięki wywołanym przez nią efektom grawitacyjnym, stanowi jedną z największych zagadek współczesnej astronomii. Dysponujemy przekonującymi argumentami za jej występowaniem w galaktykach i gromadach galaktyk.

...powiększenie  >>>
Model krzywej rotacji galaktyki NGC 6946. Niebieska linia odpowiada całkowitej prędkości rotacji. Masa galaktyki (w funkcji odległości od środka) została rozłożona na cztery składowe: 1 - jądro o masie 5 x 109 mas Słońca i promieniu 120 parseków (pc); 2 - zagęszczenie centralne o masie 1,4 x 1010 mas Słońca i promieniu 750 parseków; 3 - dysk o masie 1,3 x 1011 mas Słońca, promieniu 6 kiloparseków (kpc) i grubości 0,5 kpc; 4 - sferyczne halo o masie 2 x 1011 mas Słońca i promieniu 10 kpc.

Ruch gwiazd w galaktyce określony jest przez pole grawitacyjne, wytworzone przez wszystkie formy materii. W dyskach galaktyk spiralnych ruch gwiazd odbywa się w sposób uporządkowany: w dobrym przybliżeniu gwiazdy obiegają środek galaktyki po orbitach kołowych. Z prędkości tego ruchu możemy obliczyć przyspieszenie dośrodkowe działające na gwiazdy dysku, a stąd - całkowitą masę zawartą wewnątrz orbity danej gwiazdy. Prędkości gwiazd wyznaczamy wykorzystując efekt Dopplera. Zatem zależność prędkości rotacji galaktyki od odległości od centrum, tzw. krzywa rotacji, pozwala wyznaczyć przestrzenny rozkład masy w galaktyce.

Porównanie tego rozkładu z rozmieszczeniem gwiazd wskazuje na obecność znacznych ilości ciemnej materii zarówno wewnątrz samej galaktyki, jak i w obszarze ją otaczającym. Dla wielu bliskich galaktyk spiralnych wyznaczono dokładnie krzywe rotacji aż do odległości 20 kpc (dla paru galaktyk nawet do 30 kpc). We wszystkich wypadkach suma mas gwiazd w galaktyce i obłoków gazu stanowi zaledwie około 30-40% masy całkowitej. Podobne badania galaktyk eliptycznych wskazują na jeszcze większe ilości materii ciemnej. Ponieważ w galaktykach E gwiazdy poruszają się chaotycznie, miarą pola grawitacyjnego nie są prędkości grupowe gwiazd, ale dyspersja, czyli rozrzut prędkości gwiazd, który ocenia się z szerokości linii w widmie galaktyki, również wykorzystując efekt Dopplera (na temat hipotez dotyczących natury ciemnej materii patrz Ciemna materia).

Andrzej M. Sołtan

Wiw.pl  |  Na bieżąco  |  Informacje  |  Co nowego  |  Matematyka i przyroda  |  Astronomia  |  Biologia  |  Fizyka  |  Matematyka  |  Modelowanie rzeczywistości  |  Humanistyka  |  Filozofia  |  Historia  |  Kultura antyczna  |  Literatura  |  Sztuka  |  Czytaj  |  Biblioteka  |  Delta  |  Wielcy i więksi  |  Przydatne  |  Słowniki  |  Co i gdzie studiować  |  Wszechświat w obrazkach