Globaalf¼¼sika - Kosmos

  • View
    37

  • 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

Text of Globaalf¼¼sika - Kosmos

  • Globaalfsika - KosmosMirt GramannTartu Observatoorium

  • Programm1. Pikesessteem2. Thed3. Meie Galaktika4. Galaktikad5. Kosmoloogia6. Universumi ajalugu

  • Kaugused Universumis hikud: valgusaasta ja parsek 1 valgusaasta (va) ~ 1013 km 1 parsek (pc) - objekti kaugus, mille aastaparallaks on 1 kaaresekund, 1 pc = 3.263 va Tpilised 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 printsiipldrelatiivsusteooria

  • Kosmoloogiline printsiip:Universum on homogeenne ja isotroopne kikide vaatlejate jaoks suvalisel ajamomendil

    Kui Universum paisub ja on homogeenne ja isotroopne < -- > Hubblei seadus

  • ldrelatiivsusteooriaKverdunud aegruum (Riemanni geomeetria)Aine-energia sisaldus

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

  • Standardne Universumi mudelVaatluslikud phitendid:

    1. Hubble paisumine - cz = v = H0r2. Mikrolaineline foonkiirgus - Tg = 2.73 K3. Kergete elementide hulk Universumis 4He: 0.2 < Y < 0.25

  • 6. Universumi ajalugu Universumi ajaloo vib jagada kolmeks ajastuks:t < 0.001s vga varajane Universum inflatsioon, algfluktuatsioonide teke 2. 0.001 s < t < 400 tuhat aastat tuumade sntees - t ~ 100 s aatomite tekkimine - t ~ 400 tuhat aastat3. 400 tuhat aastat < t < 14 miljardit aastat - esimeste thtede tekkimine t ~ 200 miljonit aastat

  • 6.1 Vga varajane Universum - Judude eraldumine

    - Inflatsiooni teooria

  • Faasi leminekud; kui T > Tcr on 2(3,4) judu hesugusedNelja ju eraldumine

  • Judude eraldumine 1. Plancki aeg: t ~ 10-43 s , eraldub gravitatsioon 2. Eraldub tugev vastasmju: t ~ 10-35 s , T ~ 1027K 3. Eraldub nrk vastasmju: t ~ 10-10 s, T ~ 1016K

  • Inflatsiooni teooriaStandardse mudeli probleemid:1. Lameduse probleem: miks r ~ rcrit ?2. Horisondi probleem: miks piirkonnad, mis ei ole seni phjuslikkus seoses olnud, on hesugused?

  • Erinevad paisumisfaasidPaisumisfaasid Universumi ajaloos:1. Inflatsioon (10-35 s) kiirenev paisumine 2. Kiirgusdominante aeg (z > 3500) aeglustuv paisumine3. Ainedominante aeg (3500 < z < 0.7) aeglustuv paisumine4. Aeg, kus domineerib tume energia (z < 0.6) kiirenev paisumine

  • 6.2 Ajavahemik 0.001 s < t < 400 tuhat aastat - tuumade sntees - t ~ 100 s - aatomite tekkimine - t ~ 400 tuhat aastat

  • Universum momendil T ~ 1011K.Universumi tidab aine ja kiirguse supp, milles iga osake prkab vga sageli kokku teiste osakestega. Footonid on seotud elektronidega ja positronidega: e- + e+ < - > 2 gAnaloogilised seosed on ka neutriinode ja footonite ning neutriinode ja elektronide vahel. Tuumaosakesi on vhe, umbes ks prooton vi neutron iga miljardi footoni, elektroni vi neutriino kohta. Need osakesed on tasakaalus ksteisega ja elektronide ning neutriinodega: p + e - < - > n + n ja p + n < - > n + e+Nii kaua kui on piisavalt energeetilisi osakesi, kehtib tasakaaluline seos: Nn/N p = exp [ - (mn- mp)c2/ kT] .

  • Osakeste teke footonite prkel Varajases Universumis oli T nii krge, et footonite prgetel sai kiirgusenergiast tekkida aineosakesi.Iga osakese jaoks saab leida lvitemperatuuri: kTd = m c2. Kui T > Td , on footonite keskmine energiasuurem kui osakese seisuenergia ja kaks kokkuprkavatfootonit saavad tekitada osake - antiosake paari. Elektronidel Td = 6 x 109 K. Lvitemperatuurist krgemateltemperatuuridel kitub aineosake nagu footon.Iga tpi osakeste arv, mille Td < T , on vrdne footonite arvuga.

  • Tuumade sntees 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 hinevad deuteeriumi tuumaks:p + n -> 2H + g . Sellel temperatuurilei ole piisavalt footoneid, mis oleksid suurema energiaga kui deuteeriumi seoseenergia B = 2.2 MeV. Kui deuteerium on tekkinud, tekib vga kiire reaktsioonide ahel, mis viib 4He tekkele. Prast tuumasnteesi on peaaegu kik neutronid seotud heeliumituumadega ja 0.20 < Y (4He)< 0.25

  • Heeliumi tekkimineKui deuteerium on tekkinud, tekib vga kiire reaktsioonide ahel, mis viib 4He tekkele. Harilikul heeliumil on vga tugevasti seotud tuum ( B ~ 20 MeV) ja selline tuum saaks jda seotuks ka krgematel temperatuuridel, kuid heeliumi tuum ei saa tekkida enne deuteeriumi moodustumist.Prast tuumasnteesi on peaaegu kik neutronid seotud heeliumituumadega. 0.20 < Y < 0.25

  • Baronaine tihedus - Wb Tuumasnteesi efektiivsus sltub tuumaosakeste tihedusest. Mrates kergete elementide hulka vimalikult tpselt, on vimalik teha hinnanguidbaronaine tiheduse kohta. Siin oluline deuteerium.

    Nukleosnteesist: Wb ~ 0.04

  • Kergete elementide hulk Universumis

  • Aatomite tekkimine T~103K Sellel ajal Universumi vanus t ~ 380 000 a. 1. Toimub prootonite ja elektronide hinemine ja moodustuvad vesiniku aatomid. Nimetatakse ka rekombinatsiooniks. 2. Toimub aine ja kiirguse eraldumine. Enne rekombinatsiooni oli kiirgus vastasmjus ainega, prast rekombinatsiooni vastasmju puudub. Sellest ajast juab meieni reliktkiirgus.

  • T= T0 a-1(t)l= l0 a(t)

  • Varajane UniversumVaatlusandmed reliktkiirguse ja Universumi keemilise koostise kohta igustavad oluliselt pilti kiirgus- dominantsest kuumast ja tihedast varajasest universumist.Olemas kindlad empiirilised tendid kui rgime Universumist t > 0.001 s. Baasmikrofsika hsti teada.

  • 6.3 Universum peale rekombinatsiooni

  • Universumi struktuuri tekkimine

    Vikeste alghirituste kasv tnu gravitatsioonile.

    Gravitatsioon + gaasidnaamika

  • Universumi struktuuri mudelid1. Kosmoloogilised parameetrid H0 , WM, WL jne mravad fooni, mille taustal vaatame hirituste arenemist 2. Hirituste jaotus: r(x, t), v(x,t)Tavaliselt eeldatakse, et alghiritused Gaussi jaotusega -> siis saab neid heselt iseloomustada vimsusspektriga - P(k,t)

    3. Vahekord massi jaotuse ja galaktikate jaotuse vahel.

  • Tiheduse hirituste Fourier esitus ja hirituste spekter P(k)Hirituste Fourier esitus d (x) ~ int (dk e-ikx dk) , kus dk on vlja Fourier komponendid, mida vib esitada kujul dk = | dk | e iFk , kus | dk | on amplituud ja Fk faas. Hirituste spekter: P(k) = < | dk |2 >

  • Hirituste arenemine Vime jagada kolmeks ajastuks:t < 0.001s vga varajane Universum. Vikeste alghirituste tekkimine Pin (k)0.001 s < t < 400 tuhat aastat (rekombinatsioonini) Toimub hirituste arenemine - Prec(k,t) ~ Pin (k) T2(k) Aeg prast rekombinatsiooni Hiritused arenevad pikka aega lineaarselt P(k,t) = D2(t) Prec(k).

  • Standardmudel - LCDM 1. WM ~ 0.3, WL ~ 0.7, H0 ~ 70 km/s/Mpc Tavaliselt Wk = 0.

    2. Alghiritused on adiabaatilised, Gaussi jaotusega ja Pin (k) ~ kn. DM klmad osakesed -> Pcdm (k)

    3. Galaktikad tekivad ja arenevad tumeda aine halodes

  • N keha simulatsioonidHirituste mittelineaarset evolutsiooni uuritakse sageli N-keha simulatsioonide abil, kus vaadatakse N-keha liikumist omaenese gravitatsiooni vljas.

  • Tumeda aine evolutsioon100 Mpc

  • Semi-analtilised galaktikate evolutsiooni mudelidVaadatakse tumeda aine halode tekkimist ja arenemist kasutades N-keha simulatsioone

    Galaktikate tekkimist ja arenemist halode sees modelleeritakse analtiliselt.

  • Galaktikad ja tume aine

  • Evolution of galaxies 1. Gas cooling : tcool(r)2. Star formation: y= a Mcold/tdyn3. Feedback processes:e.g. reheating of cold gas by supernova feedback - e4. Galaxy mergers Tfriction5. Spectro-photometric evolution stellar population synthesis models SED of a galaxy: IMF6. Morphological evolution7. Dust extinction8. Chemical enrichment

  • Hall tume aine. Vrv nitab thetekkekiirust galaktikates, sinistes on see suurim ja punastes vikseim.

    Aja jooksul tekib ha rohkem galaktikaid.Samal ajal osa galaktikaid gaasist thjaks ja seal ei saa thti enam tekkida.

  • Galaktikate jaotus vaatlustes ja LCDM mudelis: