Dane INFORMACYJNE (do uzupełnienia) Nazwa szkoły: Gimnazjum im. E. Bojanowskiego ID grupy: 98/24_mf_g1 Kompetencja: Matematyczno -fizyczna Temat projektowy: Gęstość materii Semestr/rok szkolny: II/2009/2010

Gęstość Gęstość (masa właściwa) – jest to stosunek masy pewnej porcji substancji do zajmowanej przez nią objętości. W przypadku substancji jednorodnych porcja ta może być wybrana dowolnie; jeśli jej objętość wynosi V a masa m, to gęstość substancji wynosi:

Gęstość W przypadku substancji niejednorodnych, gęstość nie jest stała w przestrzeni i określana jest dla każdego punktu z osobna; definiuje się ją jak wyżej, przy założeniu, że wybrana porcja substancji, obejmująca dany punkt, jest jak najmniejsza. Wybierając próbkę w otoczeniu danego punktu otrzymujemy gęstość w tym punkcie jako granicę stosunku masy próbki dm do jej objętości dv przy rozmiarach próbki dążących do zera:

Gęstość Jednostką gęstości w układzie SI jest kilogram na metr sześcienny – kg/m³. Inne jednostki to m.in. kilogram na litr – kg/l, oraz gram na centymetr sześcienny – g/cm³ (w układzie CGS). Gęstość większości substancji jest zależna od panujących warunków, w szczególności od temperatury i ciśnienia. W związku z tym, w tablicach opisujących właściwości materiałów podaje się ich gęstość zmierzoną w określonych warunkach; przeważnie są to warunki standardowe lub normalne. Znajomość gęstości pozwala na obliczenie masy określonej objętości substancji. Dla substancji jednorodnej zachodzi

Gęstość Vq=m

Gęstość Gęstość ciał stałych i ciekłych można wyznaczyć przez ważenie próbek o znanej objętości. Przy wyznaczaniu gęstości cieczy stosuje się również areometry. Areometry wypełnione cieczą o znanej gęstości mogą służyć do wyznaczania gęstości innych cieczy. Przy wyznaczaniu gęstości gazów stosuje się między innymi ważenie naczyń z gazem o różnym ciśnieniu gazu. Gęstość większości substancji zmniejsza się wraz ze wzrostem temperatury (jednym z wyjątków jest woda w temperaturze poniżej 4 °C). Zjawisko to wynika z rozszerzalności cieplnej ciał. Podczasprzemian fazowych gęstość zmienia się skokowo (w temperaturze przemiany), podczas krzepnięcia zazwyczaj wzrasta (najbardziej znanymi wyjątkami są woda, żeliwo, a z pierwiastków bizmut, gali german).

Klasyczny areometr obciążeniowy Areometr to urządzenie służące do mierzenia gęstości cieczy i gazów, w którym wykorzystuje się siły wyporu z jaką ciecz lub gaz działa na zanurzone w niej ciało stałe. W najprostszym wariancie (tzw. areometr obciążeniowy) jest to pusta rurka szklana, której górna wydłużona część zaopatrzona jest w specjalną skalę, część dolna w postaci bańki wypełniona jest materiałem o dużej gęstości (np. rtęć, śrut itp.), co pozwala na utrzymanie pozycji pionowej przyrządu zanurzonego w cieczy.

Klasyczny areometr obciążeniowy Areometr po zanurzeniu w cieczy pływa po jej powierzchni w pozycji pionowej. Głębokość na jaką się zanurza dolna część areometru wynika z różnicy między ciężarem areometru a ciężarem wypartej przez areometr cieczy. Znając masę i objętość areometru, na podstawie głębokości na jaką się zanurzył i w oparciu o prawo Archimedesa można w przybliżeniu obliczyć gęstość analizowanej cieczy.

Odczytywanie wskazań areometru

Ciemna materia W 1922 roku rosyjski fizyk Aleksander Friedman znalazł rozwiązania ogólnej teorii względności (OTW) dla Wszechświata jednorodnie wypełnionego materią. Okazało się, że OTW nie daje rozwiązań przedstawiających statyczny, niezmieniający się Wszechświat, w który wierzył Einstein, ale są one dynamiczne - ukazują Wszechświat rozszerzający się. Rozwiązania Friedmana można było podzielić na trzy kategorie:

Ciemna materia 1. Gęstość materii Wszechświata mniejsza od tzw. gęstości krytycznej – geometria Wszechświata o krzywiźnie ujemnej i jest on otwarty, nieskończony i będzie wiecznie się rozszerzał. 2. Gęstość materii Wszechświata równa tzw. gęstości krytycznej – geometria Wszechświata o krzywiźnie zerowej (euklidesowa, płaska) i jest on otwarty, nieskończony i będzie wiecznie się rozszerzał. 3. Gęstość materii Wszechświata większa od tzw. gęstości krytycznej – geometria Wszechświata o krzywiźnie dodatniej i jest on zamknięty i skończony (jak np. sfera) i jego rozszerzanie się nie będzie trwać wiecznie. Po skończonym czasie zacznie się on kurczyć.

Komputerowa rekonstrukcja przekroju gęstości powierzchniowej ciemnej materii uzyskanej metodą mikrosoczewkowania grawitacyjnego w gromadzie CL0024+1654. Rekonstrukcja wykazała, że ciemna materia znajdująca się w gromadzie przewyższa swą masę wszystkich gwiazd w niej zawartych aż 250 razy!!!

Ciemna materia Z wyników, jakie uzyskał Friedman można było wywnioskować, że globalna geometria każdego Wszechświata ma ścisły związek z gęstością materii w nim i to od niej będzie zależała jego ewolucja i końcowy los. Nasuwało się więc pytanie: jak będzie w przypadku naszego Wszechświata? Odpowiedź na nie zależała od tego, czy jesteśmy w stanie oszacować gęstość materii w nim, by porównać ją z gęstością krytyczną. Niestety, sprawa jest skomplikowana, bo sama wartość gęstości krytycznej (ρc) zależy od stałej Hubble'a charakteryzującej szybkość rozszerzania się Wszechświata. Oto wzór: ρc = 3 H2 / 8πG gdzie ρc – gęstość krytyczna, H – stała Hubble'a, G – stała grawitacyjna

Ciemna materia Trudność polega na tym, że konkretna wartość tej stałej nie jest nam znana. Znamy ją tylko w najbardziej prawdopodobnym zakresie 50 do 80 km/s/megaparsek, więc gęstość krytyczną znamy też tylko w zakresie 4,5 · 10-31 do 2 · 10-29 g/cm3. Jeśli przyjmiemy najbardziej prawdopodobną wartość gęstości krytycznej, to okaże się, że materia świecących gwiazd daje wkład zaledwie 1% do tej wartości. Czyżby nasz Wszechświat miał globalnie krzywiznę ujemną i był otwarty i skazany na wiecznie rozszerzanie się?

Obserwowany w kwietniu 2001 roku przez kosmiczny teleskop Hubble'a wybuch supernowej odległej o 10 mld lat świetlnych. To obserwacja dalekich obiektów dowodzi, że rozszerzanie Wszechświata ulega przyspieszeniu.

Ciemna materia Teoretykom i praktykom fizyki nie podoba się powszechnie taka wizja zważywszy, że trudno wyobrazić sobie jak Wszechświat, który zaczął się w nieskończenie gęstym punkcie, stał się nagle nieskończony. Nie można jednak uprawiać nauki dopasowując ją do naszych upodobań. Jeśli marzenie o Wszechświecie zamkniętym miało zostać potwierdzone, to trzeba było znaleźć kandydatów na pozostałe ponad 99% wartości gęstości krytycznej. Zakładano, że ta "brakująca materia" nie jest widoczna dlatego, że nie świeci. Dlatego nazwano ją ciemną materią. Jedyną oznaką jej obecności jest oddziaływanie grawitacyjne.

Ciemna materia Na kandydatów na ciemną materię postulowano brązowe karły (obiekty o masie mniejszej niż 0,08 masy Słońca, zbyt lekkie by świecić), planety, gwiazdy neutronowe i czarne dziury. Z dobrze potwierdzonych teorii nukleosyntezy i pomiarów obfitości pierwiastków we Wszechświecie wynika jednak, że zwyczajna materia (barionowa) wchodząca oprócz gwiazd właśnie w skład planet, brązowych karłów, gwiazd neutronowych i czarnych dziur, nie może stanowić więcej niż 10% gęstości krytycznej.

Ciemna materia Nadal więc pozostaje problem brakujących 90%. Wysuwane są hipotezy postrzegające w ciemnej materii neutrina o niezerowej masie spoczynkowej, egzotyczne cząstki przewidywane przez teorię supersymetrii (supersymetryczni partnerzy wszystkich znanych nam cząstek), a także aksjony – cząstki przewidywane przez teorię superstrun. Pytanie: "czym jest ciemna materia mająca stanowić 90% materii naszego Uniwersum?" pozostaje nadal otwarte, choć ostatnie badania coraz mocniej potwierdzają jej istnienie. Rejestrowane prędkości obrotu gwiazd na obrzeżach naszej galaktyki są ponad 3 razy wyższe niż wskazuje na to ilość widocznej w niej materii. Jako, że owa prędkość rotacji jest proporcjonalna do pierwiastka z masy galaktyki, to masa musi być 9-10 razy większa niż widać.

Źródła * http://mpancz.webpark.pl/fizciemnamateria.php *http://pl.wikipedia.org/wiki/G%C4%99sto%C5%9B%C4%87 * www.fizyka.net.pl