Globaalfüüsika - Kosmos

Globaalfüüsika - Kosmos

Mirt Gramann

Tartu Observatoorium

Programm

1. Päikesesüsteem

2. Tähed

3. Meie Galaktika

4. Galaktikad

5. Kosmoloogia

6. Universumi ajalugu

Kaugused Universumis Ühikud: valgusaasta ja parsek 1 valgusaasta (va) ~ 1013 km 1 parsek (pc) - objekti kaugus, mille aastaparallaks on 1

kaaresekund, 1 pc = 3.263 va

Tüüpilised kaugused: Meie Galaktika mastaap - 30 kpc ~ 100 000 va

Kaugus Andromeeda galaktikani - 800 kpc Kaugus Virgo parveni - 20 Mpc

Kaugus Coma parveni - 60 Mpc

Meie Galaktika

Meie naabergalaktika: Andromeeda

Standardne Universumi mudel:

Baseerub kahel nurgakivil:

• Kosmoloogiline printsiip

• Üldrelatiivsusteooria

Kosmoloogiline printsiip:

Universum on homogeenne ja isotroopne kõikide vaatlejate jaoks suvalisel ajamomendil

Kui Universum paisub ja on homogeenne ja isotroopne < -- > Hubble´i seadus

Üldrelatiivsusteooria

1. Kõverdunud aegruum (Riemanni geomeetria)

2. Aine-energia sisaldus

“Matter tells space how to curve, and space tells matter how to move”

Standardne Universumi mudel

Vaatluslikud põhitõendid:

1. Hubble paisumine - cz = v = H0r

2. Mikrolaineline foonkiirgus - T= 2.73 K

3. Kergete elementide hulk Universumis

4He: 0.2 < Y < 0.25

6. Universumi ajalugu

Universumi ajaloo võib jagada kolmeks ajastuks:

1. t < 0.001s – väga varajane Universum

inflatsioon, algfluktuatsioonide teke

2. 0.001 s < t < 400 tuhat aastat –

tuumade süntees - t ~ 100 s

aatomite tekkimine - t ~ 400 tuhat aastat

3. 400 tuhat aastat < t < 14 miljardit aastat -

esimeste tähtede tekkimine – t ~ 200 miljonit aastat

6.1 Väga varajane Universum

- Jõudude eraldumine

- Inflatsiooni teooria

Faasi üleminekud; kui T > Tcr on 2(3,4) jõudu ühesugused

Nelja jõu eraldumine

Jõudude eraldumine

1. Plancki aeg: t ~ 10-43 s , eraldub gravitatsioon

2. Eraldub tugev vastasmõju: t ~ 10-35 s , T ~ 1027K

3. Eraldub nõrk vastasmõju: t ~ 10-10 s, T ~ 1016K

Inflatsiooni teooria

Standardse mudeli probleemid:

1. Lameduse probleem:

miks crit ?

2. Horisondi probleem:

miks piirkonnad, mis ei ole seni põhjuslikkus seoses olnud, on ühesugused?

Erinevad paisumisfaasid

Paisumisfaasid Universumi ajaloos:

1. Inflatsioon (10-35 s) – kiirenev paisumine

2. Kiirgusdominante aeg (z > 3500) – aeglustuv paisumine

3. Ainedominante aeg (3500 < z < 0.7) – aeglustuv paisumine

4. Aeg, kus domineerib tume energia (z < 0.6) – kiirenev paisumine

6.2 Ajavahemik 0.001 s < t < 400 tuhat aastat

- tuumade süntees - t ~ 100 s

- aatomite tekkimine - t ~ 400 tuhat aastat

Universum momendil T ~ 1011K.

Universumi täidab aine ja kiirguse supp, milles iga osake põrkab väga sageli kokku teiste osakestega. Footonid on seotud elektronidega ja positronidega: e + e+ < - > 2

Analoogilised seosed on ka neutriinode ja footonite ning neutriinode ja elektronide vahel. Tuumaosakesi on vähe, umbes üks prooton või neutron iga miljardi footoni, elektroni või neutriino kohta. Need osakesed on tasakaalus üksteisega ja elektronide ning neutriinodega:

p + e < - > n + ja p + < - > n + e+

Nii kaua kui on piisavalt energeetilisi osakesi, kehtib tasakaaluline seos: Nn/N p = exp [ - (mn- mp)c2/ kT] .

Osakeste teke footonite põrkel

Varajases Universumis oli T nii kõrge, et footonite põrgetel

sai kiirgusenergiast tekkida aineosakesi.

Iga osakese jaoks saab leida lävitemperatuuri:

kTd = m c2. Kui T > Td , on footonite keskmine energia

suurem kui osakese seisuenergia ja kaks kokkupõrkavat

footonit saavad tekitada osake - antiosake paari. Elektronidel

Td = 6 x 109 K. Lävitemperatuurist kõrgematel

temperatuuridel käitub aineosake nagu footon.

Iga tüüpi osakeste arv, mille Td < T , on võrdne footonite

arvuga.

Tuumade süntees T~109K (t=100s)

Temperatuuril T~109 K (kT ~ 0.1 MeV) ei toimu enam tuumaosakeste muundumisi ja neutronite hulk on peaaegu konstantne. Prooton ja neutron ühinevad deuteeriumi tuumaks:

p + n -> 2H + Sellel temperatuurilei ole piisavalt footoneid, mis oleksid

suurema energiaga kui deuteeriumi seoseenergia B = 2.2 MeV. Kui deuteerium on tekkinud, tekib väga kiire reaktsioonide ahel, mis viib 4He tekkele. Pärast tuumasünteesi on peaaegu kõik neutronid seotud heeliumituumadega ja

0.20 < Y (4He)< 0.25

Heeliumi tekkimine

Kui deuteerium on tekkinud, tekib väga kiire reaktsioonide

ahel, mis viib 4He tekkele. Harilikul heeliumil on väga

tugevasti seotud tuum ( B ~ 20 MeV) ja selline tuum saaks

jääda seotuks ka kõrgematel temperatuuridel, kuid heeliumi

tuum ei saa tekkida enne deuteeriumi moodustumist.

Pärast tuumasünteesi on peaaegu kõik neutronid seotud

heeliumituumadega.

0.20 < Y < 0.25

Barüonaine tihedus - b

Tuumasünteesi efektiivsus sõltub tuumaosakeste

tihedusest. Määrates kergete elementide hulka

võimalikult täpselt, on võimalik teha hinnanguid

barüonaine tiheduse kohta. Siin oluline deuteerium.

Nukleosünteesist: b ~ 0.04

Kergete elementide hulk Universumis

Aatomite tekkimine T~103K

Sellel ajal Universumi vanus t ~ 380 000 a. 1. Toimub prootonite ja elektronide ühinemine ja

moodustuvad vesiniku aatomid. Nimetatakse ka rekombinatsiooniks.

2. Toimub aine ja kiirguse eraldumine. Enne rekombinatsiooni oli kiirgus vastasmõjus ainega, pärast rekombinatsiooni vastasmõju puudub. Sellest ajast jõuab meieni reliktkiirgus.

T= T0 a-1(t)

0 a(t)

Varajane Universum

Vaatlusandmed reliktkiirguse ja Universumi keemilise koostise kohta õigustavad oluliselt pilti kiirgus- dominantsest kuumast ja tihedast varajasest universumist.

Olemas kindlad empiirilised tõendid kui räägime Universumist t > 0.001 s.

Baasmikrofüüsika hästi teada.

6.3 Universum peale rekombinatsiooni

Universumi struktuuri tekkimine

Väikeste alghäirituste kasv tänu gravitatsioonile.

Gravitatsioon + gaasidünaamika

Universumi struktuuri mudelid

1. Kosmoloogilised parameetrid H0 , Mjne – määravad fooni, mille taustal

vaatame häirituste arenemist

äirituste jaotus: x, t), v(x,t)Tavaliselt eeldatakse, et alghäiritused Gaussi jaotusega ->

siis saab neid üheselt iseloomustada võimsusspektriga - P(k,t)

3. Vahekord massi jaotuse ja galaktikate jaotuse vahel.

Tiheduse häirituste Fourier esitus ja häirituste spekter P(k)

Häirituste Fourier esitus

x) ~ int (k e-ikx

dk) , kus k on välja Fourier komponendid,

mida võib esitada kujul k = | k | e –ik ,

kus | k | on amplituud ja k – faas.

Häirituste spekter: P(k) = < | k |2 >

Häirituste arenemine

Võime jagada kolmeks ajastuks:1. t < 0.001s – väga varajane Universum.

Väikeste alghäirituste tekkimine – Pin (k)2. 0.001 s < t < 400 tuhat aastat (rekombinatsioonini) Toimub häirituste arenemine -

Prec(k,t) ~ Pin (k) T2(k) 3. Aeg pärast rekombinatsiooni Häiritused arenevad pikka aega lineaarselt

P(k,t) = D2(t) Prec(k).

Standardmudel - CDM

M ~ 0.3,H0 ~ 70 km/s/Mpc

Tavaliselt k = 0.

2. Alghäiritused on adiabaatilised, Gaussi jaotusega

ja Pin (k) ~ kn.

DM – külmad osakesed -> Pcdm (k)

3. Galaktikad tekivad ja arenevad tumeda aine halodes

N – keha simulatsioonid

Häirituste mittelineaarset evolutsiooni

uuritakse sageli N-keha simulatsioonide abil,

kus vaadatakse N-keha liikumist omaenese

gravitatsiooni väljas.

Tumeda aine evolutsioon

100 Mpc

Semi-analüütilised galaktikate evolutsiooni mudelid

• Vaadatakse tumeda aine halode tekkimist ja arenemist kasutades N-keha simulatsioone

• Galaktikate tekkimist ja arenemist halode sees modelleeritakse analüütiliselt.

Galaktikad ja tume aine

Evolution of galaxies

1. Gas cooling : tcool(r)

2. Star formation: cold/tdyn

3. Feedback processes:e.g. reheating of cold gas by supernova feedback -

4. Galaxy mergers – Tfriction

5. Spectro-photometric evolution – stellar population synthesis models – SED of a galaxy: IMF

6. Morphological evolution

7. Dust extinction

8. Chemical enrichment

Hall – tume aine. Värv näitab tähetekkekiirust galaktikates, sinistes on see suurim ja punastes väikseim.

Aja jooksul tekib üha rohkem galaktikaid.Samal ajal osa galaktikaid gaasist tühjaks ja seal ei saa tähti enam tekkida.

Galaktikate jaotus vaatlustes ja CDM mudelis: