Pierwszy art do AM. Pierwotnie ten
tekst był referatem na lekcję fizyki. Został oceniony przez
mojego szalonego nauczyciela fizyki dość dobrze :), więc
pomyślałem, że może się nada do tego kącika i go wysłałem.
Skutkiem tego czynu jest to, że macie go teraz przed swoimi
oczami :). Możliwe, że są tu jakieś błędy, ale raczej ich nie ma
:).
Co to jest ciemna materia?
Tego na razie nikt
dokładnie nie wie. Wymyślono już wiele teorii dotyczących tego
zagadnienia i wciąż powstają nowe. Pomimo tego, że uczeni nie
wiedzą, co to dokładnie jest, to są pewni, że to istnieje. Dotąd
ustalono, że ciemna materia oddziałuje grawitacyjnie z
otoczeniem, czyli posiada masę. Ponadto nie wytwarza energii, w
postaci promieniowania elektromagnetycznego lub wytwarza jej
bardzo mało. Jeżeli nie emituje fal elektromagnetycznych lub
emituje je, lecz bardzo mało, to nie możemy jej zaobserwować we
Wszechświecie znanymi ludzkości metodami, np. teleskopami. Z
tego powodu materia ta została nazwana ciemną, ponieważ „nie
świeci”. Na Ziemi również nie udało się zaobserwować żadnej
cząstki ciemnej materii. Ciągle jednak trwają usilne
poszukiwania przy użyciu akceleratorów oraz przeszukiwanie
kolejnych obszarów Kosmosu za pomocą teleskopów. Dlaczego jednak
trwają poszukiwania czegoś, o czym prawie nic nie wiemy?
Problem brakującej masy.
Próby oszacowania gęstości
Wszechświata prowadził już Edward Hubbel w latach dwudziestych
poprzedniego stulecia. Ocenił charakterystyczną masę
grawitacyjną galaktyki na 1011 mas Słońca (jest to masa
niezbędna do tego, aby dzięki swym własnym siłom grawitacyjnym
galaktyka mogła utrzymywać się w nie zmienionej postaci, pomimo
szybkich ruchów wykonywanych w jej wnętrzu przez gwiazdy i
obłoki materii międzygwiazdowej). Niedługo potem podobne
oszacowanie gromad galaktyk w Pannie i Warkoczu Bereniki zrobili
F. Zwi-cky i S. Smith. Ich wyniki były dwa razy większe od
wyników E. Hubbel’a. Smith pisał: „Różnica między tymi wynikami
musi pozostać nie wyjaśniona aż do chwili, gdy staną się
dostępne dodatkowe dane”. Możliwe, że obie te wartości są
prawdziwe, a różnicę między nimi należy powiązać z obecnością
materiału międzygalaktycznego rozłożonego równomiernie lub też w
postaci olbrzymich obłoków o niewielkiej jasności, jak sugeruje
ostatnio przypadek obiektu M31.
Naukowcy ci doszli do wniosku,
że we Wszechświecie brakuje masy. Masa materii widzialnej nie
pasuje do szybkości ruchów wykonywanych przez galaktyki i
większe struktury. Brakuje masy, aby ruch materii we
Wszechświecie odbywał się zgodnie z prawami grawitacji. Ową
brakującą masę zaczęto nazywać ciemną materią. Naukowcy stosują
różne metody do obliczania ciemnej materii. Przykładem może być
stosunek całkowitej masy materii na danym obszarze do łącznej
mocy zawartych w nim źródeł promieniowania. Stosunek ten oznacza
się zwykle literą Q i wyraża w jednostkach słonecznych Q( =
Mo/L(, gdzie Mo jest masą Słońca, zaś L( jego mocą
promieniowania (wartość Q( w układzie CGS wynosi 0.5 g s/erg).
Na obecność ciemnej materii wskazują wartości Q znacznie większe
od 1. W naszej Galaktyce Q wzrasta od 5 w otoczeniu Słońca o
promieniu tysiąca lat świetlnych do 30 w zewnętrznych obszarach
dysku galaktycznego o promieniu 20 tys. lat świetlnych. W
Lokalnej Grupie Galaktyk, która liczy kilka milionów lat
świetlnych, wartość Q sięga 100. Wreszcie w gromadach galaktyk,
których rozmiary sięgają 30 mln lat świetlnych, Q wzrasta nawet
do 200.
Do dziś stosując wyżej
wymienioną metodę i inne uczeni oszacowali, że brakująca masa,
czyli ciemna materia to aż 90% całkowitej masy Wszechświata.
Scenariusze kosmologiczne
Określenie, co stanowi ciemną materię oraz ile jest jej we
Wszechświecie jest ważne dla różnych dziedzin nauki. Określenie
brakującej masy pomogłoby oszacować masę Wszechświata. Dzięki
temu moglibyśmy obliczyć gęstość materii w Kosmosie. Od tego jak
gęsty jest Wszechświat zależy jego przyszłość. Obecnie
prowadzone są próby oszacowania gęstości. Oszacowaną gęstość
materii porównuje się z tzw. gęstością krytyczną (r kryt), która
związana jest ze stałą grawitacji Newtona G i stałą Hubble'a H0
następującym wzorem: r kryt = 3H02/8pG. Wartość stałej Hubble'a
nie jest jeszcze dokładnie znana, ale najprawdopodobniej zawiera
się między 40 a 100 (km/s/Mpc). Wartość gęstości krytycznej
wynosi, zatem około 2x10-29 g/cm3. Gęstość taką miałby
Wszechświat, w którym średnio na 1 m3 przypadałoby 10 protonów.
Jeżeli rzeczywista gęstość Wszechświata jest mniejsza od r
kryt to jest on otwarty, czyli będzie się rozszerzał w
nieskończoność. Jeżeli gęstość jest większa od r kryt to
Wszechświat jest zamknięty to znaczy, że jest w nim
wystarczająco dużo materii by jego ekspansja zatrzymała się. Co
więcej kiedy się zatrzyma Wszechświat zacznie się kurczyć. Model
w którym gęstość Wszechświata jest równa r kryt, zwany modelem
Einsteina - de Sittera odpowiada sytuacji, kiedy tempo ekspansji
jest dokładnie równe prędkości, która wystarcza, aby galaktyki
uwolniły się spod wpływu grawitacyjnego reszty Wszechświata.
Model ten jest najprostszy i najatrakcyjniejszy teoretycznie
dlatego, że wartość gęstości Wszechświata równej r kryt
przewidują najpowszechniej uznawane teorie ewolucji wczesnego
Wszechświata.
Mikrosoczewkowanie
grawitacyjne.
Wielkie znaczenie w poszukiwaniu i badaniu ciemnej materii były
prace polskiego profesora Bohdana Paczyńskiego z Princeton
Universiti. W latach 80 XX wieku zaproponował on wykorzystanie
zjawiska mikrosoczewkowania grawitacyjnego do badania ciemnej
materii. Naukowcy wkrótce dokładniej zbadali to zjawisko aby
potwierdzić stworzone teorie i w 1992 roku rozpoczął się projekt
,,Optical Gravitational Lensing Experiment'' (OGLE), którego
głównym celem było poszukiwanie zjawisk mikrosoczewkowania. Już
w 1993 roku zarejestrowano pierwszy przypadek mikrosoczewkowania
w kierunku Centrum Galaktyki.
Na
czym polega zjawisko mikrosoczewkowania grawitacyjnego?
Wyobraźmy sobie, że w pewnej odległości od obserwatora znajduje
się źródło światła: gwiazda lub odległa galaktyka. Może się
zdarzyć, że w pobliżu linii łączącej źródło i obserwatora
znajdzie się masywny, ciemny obiekt (nazywany jest on
mikrosoczewką). Jak wiadomo, pole grawitacyjne takiego obiektu
powoduje ugięcie promieni świetlnych wysyłanych przez źródło. W
efekcie obserwowany obraz źródła nie będzie punktowy, lecz
rozdwojony.
Wykrywanie mikrosoczewek jest bardzo trudne. Rocznie rejestruje
się kilkanaście zjawisk tego typu. Jednak projekt OGLE ciągle
się rozwija, konstruowane są nowe teleskopy (pierwszy z nich
przeznaczony specjalnie do tego celu powstał w latach 1995-96;
obecnie znajduje się w obserwatorium Las Campańas w Chile),
coraz więcej naukowców zajmuje się badaniami, więc w przyszłości
będziemy wiedzieć więcej o tym zjawisku. W wyniku tego poszerzy
się nasza wiedza o ciemnej materii.
Odkrycie mikrosoczewek jest
pierwszym etapem badań, następnym jest ich ,,zważenie”. W tym
celu potrzebujemy jak największej liczby obserwacji. Ze względu
na zależność przebiegu zjawiska mikrosoczewkowania od masy
obiektów soczewkujących, geometrii zjawiska i rozkładu prędkości
transwersalnej gwiazd w Galaktyce, w pojedynczych przypadkach
trudno jest ocenić, jaka jest dokładnie masa obiektu
soczewkującego.
Dlaczego to zjawisko jest
ważne dla badań ciemnej materii? Ponieważ jest to na razie
jedyny sposób do zaobserwowania ciemnej materii w przestrzeni
kosmicznej. Mikrosoczewki to obiekty kosmiczne, które można
uznać za ciemną materię. Można powiedzieć, że obserwujemy
mikrosoczewki pośrednio gdyż nie widzimy ich samych, lecz ich
wpływ na otoczenie.
Prowadząc wiele obserwacji,
zbierając wyniki uczeni potrafią dużo dowiedzieć się o tych
obiektach. Mogą w przybliżeniu podać ich masę, prędkość,
położenie, rozmiar. Na razie jednak te dane nie są uważane za
ostateczne i pewne, bardziej pasuje tu określenie teoretyczne.
Oprócz poszukiwania ciemnej
materii zjawisko mikrosoczewkowania wykorzystuje się też do
odkrywania układów planetarnych. Może w przyszłości zebrane dane
posłużą do odkrycia życia pozaziemskiego.
MACHO.
Jednym ze składników brakującej
masy mogą być masywne zwarte obiekty występujące w galaktykach i
ich halo. Obiektami tymi mogą być zimne obłoki materii
międzygwiezdnej, asteroidy, planetoidy, planety, komety,
meteory. Naukowcy jednak doszli do wniosku, że te obiekty nie
mogą wypełnić luki w masie Wszechświata. Stanowią ułamek tej
masy.
Obok wyżej wymienionych
ciemną materię mogą stanowić białe karły. Obiekty te to wygasłe
gwiazdy. Najnowsze symulacje komputerowe atmosfer chłodnych
białych karłów pokazały, że znaczna część promieniowania
długofalowego jest pochłaniana przez znajdujący się w nich wodór
molekularny. Powoduje to, że stare białe karły są bardziej
niebieskie niż do tej pory sądzono, i takich właśnie gwiazd
należy szukać. O odkryciu pierwszego takiego obiektu donoszą S.
T. Hodgkin i współpracownicy. Jest to biały karzeł WD0346+246,
znajdujący się w odległości 28 parseków. Duży ruch własny
sugeruje, że należy on do sferycznego podsystemu Drogi Mlecznej.
Jego podczerwone widmo dobrze się zgadza z modelami
komputerowymi. Wyznaczona przez autorów pracy temperatura
efektywna białego karła wynosi 3500 kelwinów, jasność całkowita
jest 50 tysięcyęcyjłkowita jest 50 tysięcyęcyjłkowita jest 50
tysięcyęcyjłkowita jest 50 tysięcyęcyjłkowita jest 50
tysięcyęcyjłkowita jest 50 tysięcyęcyjłkowita jest 50
tysięcyęcyjłkowita jest 50 tysięcyęcyjłkowita jest 50
tysięcyęcyjłkowita jest 50 tysięcyęcyjłkowita jest 50
tysięcyęcyjrycia nie wydaje się, aby większość ciemnej materii
stanowiły chłodne białe karły. Przeczy temu statystyka zjawisk
mikrosoczewkowania grawitacyjnego, a także dosyć subtelne
rozważania dotyczące obserwowanej obfitości deuteru we
Wszechświecie. Wynika z nich ograniczenie na średnią gęstość
„zwykłej” materii, z której zbudowane są białe karły, gwiazdy
neutronowe itp. Ograniczenie to jest znacznie mniejsze niż
średnia gęstość ciemnej materii wydedukowana z dynamiki galaktyk
i gromad.
Obok białych karłów ciemną
materię mogą stanowić też inne końcowe produkty ewolucji gwiazd
np. gwiazdy neutronowe i czarne dziury. Gwiazdy neutronowe
powstają w końcowym etapie życia masywnych gwiazd w wyniku
zapadania się materii, z której te gwiazdy są zbudowane do
małego obiektu. Gwiazdy neutronowe również emitują mało
promieniowania. Jeżeli gwiazda jest jeszcze masywniejsza to gdy
„umiera” po wyczerpaniu paliwa
jądrowego jej wewnętrzne ciśnienie gwałtownie maleje i gwiazda
zapada się do czarnej dziury, która połyka całą przetworzoną
materię.
Naukowcy jednak bardzo
sceptycznie odnoszą się do teorii jakoby ciemną materię miały
stanowić produkty końcowe ewolucji gwiazd. Gdyby tak było to we
Wszechświecie obserwowalibyśmy o wiele więcej tlenu, węgla i
innych pierwiastków niż obserwujemy, ponieważ są one wyrzucane
podczas wybuchu gwiazdy. Jest jednak hipoteza, która obchodzi
ten wniosek. Otóż jeżeli gwiazda pod koniec swego życia zapada
się do czarnej dziury (musi mieć masę przynajmniej 100 mas
Słońca), to wszystkie ciężkie atomy wpadają do niej. Przeczy
jednak temu fakt, że praktycznie nie obserwuje się tak masywnych
gwiazd. Jest jednak możliwość, że mogły one istnieć w
przeszłości.
Istnieje też możliwość, że
przynajmniej część brakującej masy to brązowe karły. Są to,
słabe gwiazdy, które mają mniej niż 8% masy Słońca, nie
rozgrzewają się do wystarczająco wysokiej temperatury, by mogły
się rozpocząć reakcje jądrowe. Gwiazdy takie noszą nazwę
brązowych karłów - określenie to wprowadziła Jill Tartet,
amerykańska uczona, która jako pierwsza rozwinęła ich teorię. Na
razie jednak teoria ta niewiele może nam powiedzieć. Proporcje
dużych i małych gwiazd, jakie powstają, określają tak
skomplikowane procesy zachodzące w obłokach materii
międzygwiazdowej jak te, które rządzą klimatem na Ziemi. Nawet
najlepsze komputery nie pozwolą nam stwierdzić, co się wtedy
dzieje. Procesy te trudno jest zbadać z tych samych powodów, dla
których trudne jest przewidywanie pogody. Olbrzymia populacja
brązowych karłów mogła powstać zaraz po utworzeni się Galaktyki
z pierwotnego gazu. Możliwe też, że istnieje wiele obiektów o
jeszcze mniejszych masach, bardziej podobnych do planet niż do
gwiazd.
Istnieje jeszcze jeden
rodzaj obiektów, które mogą wypełniać lukę w masie Wszechświata.
Czerwone karły są małymi gwiazdami o masie 0.50.1 Mo. Mogą żyć i
świecić bardzo długo (najmniej masywne z nich nawet ponad bilion
lat!). Ich blask jest jednak bardzo słaby i dlatego można
dostrzec tylko te, które znajdują się w niewielkich
odległościach od Układu Słonecznego.
Wszystkie wymienione wyżej
obiekty przyjęto określać terminem MACHO (od angielskiego
MAssive Compact Halo - masywne, zwarte obiekty występujące w
halo galaktycznym). To właśnie do obserwacji ich wykorzystuje
się zjawisko mikrosoczewkowania grawitacyjnego. Materia zawarta
w nich nosi nazwę barionowej . Bariony są to zwykłe cząstki:
elektrony, protony, neutrony itp. Pomimo tego, że te obiekty
zbudowane z materii barionowej są zróżnicowane i jest ich wiele
rodzajów to nie wydaje się by one stanowiły całą brakującą masę.
Prawdopodobnie stanowią ją inne nieznane cząstki.
Cząstki zimne i supersymetria.
Tymi nieznanymi cząstkami mogą być
WIMP-y (od ang. Weakly Interacting Massive Particle słabo
oddziałująca cząstka masywna). Duża ich ilość mogła się utworzyć
po Wielkim Wybuchu. Prędkość ich chaotycznych ruchów była dużo
mniejsza od prędkości światła w przeciwieństwie do prędkości
ruchów barionów. W związku z tym WIMP-y były zimnymi cząstkami.
Teraz po wielu miliardach lat ich temperatura jest jeszcze
mniejsza a co za tym idzie ilość emitowanego promieniowania też.
Stąd ten rodzaj materii zaczęto nazywać zimną ciemną materią (CDM
od ang. Cold Dark Matter). Niestety nie udało się dotąd
zaobserwować tego typu cząstek. Niektórzy uczeni sądzą, że
WIMP-y mogą być s-cząstkami. W tradycyjnej teorii kwantowej
istnieje podział cząstek na fermiony (o spinie połówkowym, np.
elektron) i bozony (o spinie całkowitym, np. foton), o różnych
własnościach fizycznych. Opis ten próbowano ujednolicić,
postulując istnienie partnerów zwykłych cząstek, zwanych
s-cząstkami, np. elektronowi miałby odpowiadać s-elektron o
spinie całkowitym. Tego rodzaju „supersymetria” pojawia się w
różnych teoriach unifikacji mających na celu spójne połączenie
teorii kwantowej i teorii grawitacji, jak na przykład
11-wymiarowa supergrawitacja czy teoria superstrun”. S-cząstki
udało się zaobserwować laboratoryjnie. Są one dobrymi
kandydatami na ciemną materię. Uczeni prowadzą eksperymenty
mające na celu ustalenie ograniczeń na s-cząstki oraz ich ilość
we Wszechświecie.
Cząstki gorące.
Obok cząstek zimnych
ciemną materię mogą stanowić cząstki gorące. Tymi cząstkami są
neutrina. Kiedy Wszechświat był młody poruszały się bardzo
szybko w przeciwieństwie do WIMP-ów, czyli ich temperatura była
bardzo wysoka dlatego też określa się je jako gorącą ciemną
materię (HDM od ang. Hot Dark Matter). Obecnie również ich
prędkości są bardzo duże.
Hipotezę przewidującą ich
istnienie wysunął w 1936 roku W. Pauli, aby móc wyjaśnić pewne
własności rozpadu beta (w którym np. neutron rozpada się na
proton, elektron i antyneutrino elektronowe). Hipoteza Pauli-ego
została potwierdzona eksperymentalnie w latach pięćdziesiątych
ubiegłego stulecia. Rozróżnia się neutrina elektronowe, mionowe
i tau. Na początku sądzono, że mają one zerową masę. Obecnie
coraz więcej uczonych skłania się ku przypuszczeniu, że neutrina
mają masę. Istnieje kilka teorii, które mogą być prawdziwe
tylko, gdy by neutrina miały masę. Ponadto obliczono również, iż
nic nie stoi na przeszkodzie ku temu byleby masy te były
mniejsze niż 12 eV, 250 keV i 35 MeV odpowiednio dla neutrin
elektronowego, mionowego i tau (zgodnie z równaniem Einsteina E
= mc2 energia 1 elektronowolta odpowiada masie 1.8x10-33 grama).
Jeżeli gorące cząstki
posiadają masę, to są dobrym kandydatem na wypełnienie
brakującej masy. Z obserwacji i badań wynika, że powstają one we
wnętrzach gwiazd przy rozpadzie beta.
Niezerowa masa neutrin jest też
ważna w innej dziedzinie. Otóż naukowcy zaobserwowali, że do
Ziemi ze Słońca dociera 23 razy mniej tych cząstek niż
przewiduje teoria. Oznaczałoby to, że teoria ta jest błędna.
Niezależne dane heliosejsmologiczne, które pozwalają
obserwatorowi ziemskiemu niemal dosłownie "zaglądać" do wnętrza
Słońca, zdają się wykluczać taką możliwość. Problem ten
rozwiązałaby niezerowa masa neutrin. W tym wypadku neutrina
elektronowe wędrujące do Ziemi przekształcałyby się neutrina
mionowe i tau. Tych na razie naukowcy nie potrafią zaobserwować,
co nie wyklucza ich istnienia.
W 2000 roku badacze,
posługujący się detektorem neutrin Super-Kamiokande w Japonii
ogłosili, że zgodnie z przeprowadzonymi przez nich pomiarami
neutrina rzeczywiście posiadają niezerową masę, chociaż tą
metodą nie można jej dokładnie wyznaczyć.
Aksjony.
Kolejnym kandydatem na ciemną
materię są aksjony. W zależności od różnych modelów, mogą być
gorącą lub zimną ciemną materią. Podobnie jak neutrina aksjony
zostały „wymyślone przez naukowców, aby „załatać dziury” w
teorii silnych oddziaływań elementarnych. Jednak neutrina
zostały już zaobserwowane, a aksjony są nadal tworem czysto
teoretycznym.
Teoria silnych oddziaływań
elementarnych, nazywana chromodynamiką kwantową (QCD od ang.
Quantum Chromodynamics), przewiduje istnienie kwarków, które są
podstawowym składnikiem materii. Z nich są zbudowane protony,
neutrony, itp., które oddziałują między sobą poprzez wymianę
gluonów. W QCD oddziaływania nie zachowują pewnych symetrii.
Nigdy nie zaobserwowano jednak tego doświadczalnie. Aby więc
teoria ta była zgodna z rzeczywistością wymyślono nowe cząstki -
aksjony.
Aksjony według teorii występują
licznie we wnętrzach gwiazd. Wiadomo, że energia wyzwalana w
głębokim wnętrzu gwiazdy jest transportowana ku jej powierzchni
przez fotony. Proces ten zachodzi bardzo wolno ze względu na
częste oddziaływanie fotonów z materią gwiazdy. Tempo wypływu
energii wzrasta, gdy w gwieździe znajdują się aksjony, które
przejmują część „transportowych” obowiązków fotonów. Ponieważ ze
zwykłą materią oddziałują rzadko i niechętnie, unoszona przez
nie energia wydostaje się bardzo szybko w przestrzeń
międzygwiazdową. Obecność aksjonów powoduje, zatem
przyspieszenie ewolucji (szybsze „starzenie się”) gwiazdy.
Obserwowane własności gwiazd wskazują na to, iż masa aksjonu nie
przekracza 20 eV (niektóre oszacowania prowadzą do wartości
zaledwie 1 eV)”.
Po wnikliwych badaniach
wynikło jednak, że jest mało prawdopodobne, aby aksjony
wypełniły luką w masie Wszechświata. Gdyby tak było to aksjony
musiałyby mieć masę, około 100 eV. Jak wcześniej napisałem jest
to mało prawdopodobne. Ponadto wraz ze wzrostem masy ich okres
życia byłby krótszy. Gdyby ich masa wynosiła 100 eV to okres ten
byłby krótszy od wieku Wszechświata., a potem rozpadałyby się na
fotony. Skutków takich rozpadów jak dotąd nie zaobserwowano, co
nakłada kolejne astronomiczne ograniczenie na masę aksjonów,
zgodnie, z którym nie powinna ona przekraczać 4 eV.
Cienista materia.
Jest to pewna hipotetyczna forma
materii, która jak możemy sądzić uformowała się w bardzo
wczesnym Wszechświecie w momencie, gdy grawitacja oddzieliła się
od innych podstawowych oddziaływań. Zgodnie z sugestiami teorii
supersymetrii, gdy to się stało pewna część energii Wszechświata
zamieniła się w cząstki, które znamy dzisiaj, podczas gdy
reszta zamieniła się w zupełnie odmienny zbiór cząstek, nie
mających nic wspólnego z naszymi cząsteczkami oprócz tego, że
także odczuwają siłę grawitacji. Nie ma żadnych podstaw, by
przypuszczać, że ciemna i cienista materia powstały w równych
ilościach i że cienista materia mogłaby zawierać ciemną materię
wykorzystywaną w niektórych modelach kosmologicznych.
Być może mógłby zachodzić
zwierciadlany związek między dwoma światami, z elektronem -
cieniem, protonem - cieniem, neutronem - cieniem, tworzącymi
„Wszechświat cieniów”: gwiazdy - cienie, galaktyki - cienie,
który zawierałby może nawet własną ciemną materię. Teoria
cienistej materii bywa chętnie wykorzystywana przez autorów
science fiction. Idea ta nie jest uznawana przez kosmologów i
uważana za nieco infantylną.
Podsumowanie.
Przedstawiłem kilka
tez o ciemnej materii. Na razie uczeni nie są do końca pewni
żadnej z nich. Nauka i technika rozwija się jednak bardzo
szybko, być może już niedługo poznamy rozwiązanie tej zagadki.
Wtedy pojawią się nowe pytania. Ile jest we Wszechświecie
ciemnej materii? Czy jest on domknięty, czy otwarty? Potrzebna
będzie też weryfikacja istniejących teorii fizycznych. Wniosek
jest z tego taki, że odkrycie ciemnej materii będzie dopiero
początkiem pracy. Wraz z każdym odkryciem będą pojawiały się
nowe pytania. Prawdopodobnie nigdy nie dowiemy się wszystkiego o
Wszechświecie.
Bibliografia.
Książki:
Autor: Simon i Jacqueline Mitton;
tytuł książki: „Astronomia”; miejsce wydania: Warszawa;
wydawnictwo: BGW; rok wydania: 1996;
Czasopisma:
Autor: Ewa L. Łokas; tytuł
artykułu: „Ciemna materia we Wszechświecie”; tytuł czasopisma:
„Wiedza i Życie”; rok wydania: 1998; numer: 10/1998;
Strony internetowe: <http://www.wiedzaiżycie.pl/>
;
<http://chall.ifj.edu.pl/> ;
<http://phisics.uwb.edu.pl/> .
To wszystko w dzisiejszym odcinku.
W następnym będzie coś innego :).
Azak'ak Azakar'ak Zorazak