Temna snov je domnevna vrsta snovi , ki je ni mo? zaznati po njenem oddanem sevanju . O njenem obstoju se sklepa na podlagi njenih gravitacijskih vplivov na vidno snov, kot so zvezde in galaksije , sevanje in celotno zgradbo Vesolja . Ocene koli?ine snovi v Vesolju s pomo?jo gravitacijskih vplivov dosledno ka?ejo na to, da je te nevidne snovi veliko ve? od neposredno vidne. Poleg tega obstoj temne snovi razre?uje ve? neskladnosti v teoriji prapoka in tvorbe velikih struktur v Vesolju.

Verjetno je v Vesolju ve?ina snovi v tej obliki. Dolo?evanje narave temne snovi je znano tudi kot problem temne snovi oziroma kot problem manjkajo?e mase . Ker temne snovi neposredno niso zaznali, predstavlja enega najpomembnej?ih odprtih problemov v sodobni astrofiziki .

Odkritje temne snovi [ uredi | uredi kodo ]

Jan Hendrik Oort je leta 1932 prvi podal dokaz in povzel obstoj temne snovi. ^[2] Raziskoval je gibanje zvezd v krajevni galakti?ni okolici in odkril, da mora biti mase v galakti?ni ravnini, ve? kot pa se je lahko vidi. Kasneje so njegovo merjenje dolo?ili za bistveno napa?no. ^[3] Fritz Zwicky je leta 1933 med raziskovanjem jat galaksij pri?el do podobnega sklepa. ^{[4] [5]} Na podlagi ?tevila galaksij in njihovega sija je ocenil koli?ino mase v jati galaksij v Berenikinih kodrih . Z drugim postopkom, kjer je izmeril gibanje galaksij na obrobju jate in uporabil virialni izrek , je pokazal, da v jati obstaja pribli?no 400-krat ve? snovi, kot je je bilo vidne. Gravitacija vidnih galaksij v jati bi bila mnogo pre?ibka za tako hitre tirnice, zato je bil potreben dodaten prispevek. To je znano kot problem manjkajo?e mase . Na podlagi teh zaklju?kov je predlagal, da mora obstajati neka nevidna oblika snovi, ki je ?e nismo zaznali in ki bi zagotovila dovolj mase, da bi jato dr?ala skupaj. Njegove ocene se razlikujejo za ve? kot magnitudo. ?e bi se za toliko zmotil v drugo smer, bi moral pojasniti nasprotno - zakaj obstaja ve? vidne snovi, kot pa je je pri?akovati na osnovi meritev te?nosti, tako da bi njegova opazovanja nakazovala kot vzrok temno energijo in ne temne snovi.

Tako se je za?elo iskanje tega vira dodatne gravitacije. Danes ocenjujejo, da je gostota vesolja brez temne snovi pribli?no en vodikov atom na kubi?ni meter praznega prostora . To pomeni, da je le 12 % vse snovi opazljive. Dodatnih 15 % prispevajo fotoni kozmi?nega prasevanja , ?e 10 % mase pa je v obliki nevtrinov. Temna snov tako predstavlja 63 % vse mase v Vesolju.

V splo?nem naj bi obstajali dve vrsti temne snovi:

• barionska (vsa ≫obi?ajna snov≪ v obliki protonov in nevtronov ) temna snov, ki pa se nahaja v tak?ni obliki, da je ne moremo enostavno zaznati, ker oddaja premalo sevanja. Primer barionske temne snovi so objekti MACHO (masivni kompaktni objekti v halojih galaksij).
• nebarionska temna snov, ki jo tvorijo domnevni podatomski delci, kot so aksioni , delci WIMP (?ibko interagirajo?i masivni delci), simpsi , nevtrini , zrcalna snov .

Podrobne razlage [ uredi | uredi kodo ]

• barionska temna snov
• hladna temna snov
• vro?a temna snov

Glej tudi [ uredi | uredi kodo ]

• temna energija

Sklici [ uredi | uredi kodo ]

Viri [ uredi | uredi kodo ]

• Kuijken, K.; Gilmore, G. (1989). ≫The Mass Distribution in the Galactic Disc - Part III - the Local Volume Mass Density≪. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . Zv. 239. str. 651. Bibcode : 1989MNRAS.239..651K . doi : 10.1093/mnras/239.2.651 .
• Zwicky, Fritz (1933). ≫Die Rotverschiebung von extragalaktischen Nebeln≪. Helvetica Physica Acta . Zv. 6. str. 110?127. Bibcode : 1933AcHPh...6..110Z .
• Zwicky, Fritz (1937). ≫On the Masses of Nebulae and of Clusters of Nebulae≪. The Astrophysical Journal . Zv. 86. str. 217. Bibcode : 1937ApJ....86..217Z . doi : 10.1086/143864 .

Zunanje povezave [ uredi | uredi kodo ]

• Jure Zupan, Skrivnost temne snovi v vesolju , Kvarkadabra 13 (februar 2002).
• Vro?a temna snov
• nedavni ?lanki o temni snovi
• Portal temne snovi Arhivirano 2005-02-11 na Wayback Machine .
• Ali so na?li VTS?