Upload
konala
View
39
Download
6
Embed Size (px)
DESCRIPTION
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) ~ 10 13 km - PowerPoint PPT Presentation
Citation preview
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: