globaalfüüsika - kosmos
DESCRIPTION
Globaalfüüsika - Kosmos. Mirt Gramann Tartu Observatoorium. Programm. 1. Päikesesüsteem 2. Tähed 3. Meie Galaktika 4. Galaktikad 5. Kosmoloogia 6. Universumi tekkimine ja arenemine. 30 lähimat tähte. Meie Galaktika. Universumi paisumine. Kosmoloogiline punanihe - z. - PowerPoint PPT PresentationTRANSCRIPT
Globaalfüüsika - Kosmos
Mirt Gramann
Tartu Observatoorium
Programm
1. Päikesesüsteem
2. Tähed
3. Meie Galaktika
4. Galaktikad
5. Kosmoloogia
6. Universumi tekkimine ja arenemine
30 lähimat tähte
Meie Galaktika
Universumi paisumine
Kosmoloogiline punanihe - z
• Definitsioon: z = (0ee0e 0vaadeldud lainepikkus ja ekiiratud
lainepikkus
• Seos eemaldumiskiirusega v:
v = c z , z << 1 (Doppleri nihe)
5. Kosmoloogia
5.1 Standardne Universumi mudel
5.2 Supernoovad ja kiirenev paisumine
5.3 Kosmiline reliktkiirgus
5.1 Standardne Universumi mudel:
Baseerub kahel nurgakivil:
• Kosmoloogiline printsiip
• Üldrelatiivsusteooria
Kosmoloogiline printsiip:
Universum on homogeenne ja isotroopne kõikide vaatlejate jaoks suvalisel ajamomendil
Mastaap > 300 Mpc
Üldrelatiivsusteooria Kõverdunud aegruum < -- > Aine-energia sisaldus
Einsteini väljavõrrand
Gij - gij = 8G/c4 Tij,
Gij – Einsteini tensor (sõltub gij ja selle tuletistest)kosmoloogiline konstant
Tij - energia-impulss tensor <-- universumi koostis
Matter tells space how to curve, and space tells matter how to move
Kosmoloogiline konstant ja sellele vastav tihedus
on ekvivalentne kindlat tüüpi Tij-ga:
kui p = - c2 , siis Tij = pgij = - c2 gij .
ja Gij - gij = 8G/c4 Tij =- 8G/c2 gij . Seega võime defineerida kosmoloogilisele konstandile vastava tiheduse
=c2/ 8G = const
Kõverdunud aegruum
• Suletud (closed) mudelid – k = 1
sfääriline geomeetria• Avatud (open) mudelid - k = -1
hüperboolne geomeetria
• Tasased (flat) mudelid - k = 0
eukleidiline geomeetria
Aegruumi meetrika
• Kaugus kahe sündmuse vahel:
ds2 = gij(x) dxi dxj (i,j =0,1,2,3)
• Robertson – Walkeri meetrika:
ds2=c2dt2 - R2(t)[d +S2k()(d2 + sin2d2)]
R(t) – mastaabifaktor
Universumi paisumine
R(t) – kirjeldab ruumi paisumist (või kokku-tõmbumist) neljandas dimensioonis
Universumi paisumisel galaktikate vaheline kaugus l(t) ~ R(t)
Galaktikad ei liigu ruumis vaid ruum paisub ja galaktikad liiguvad koos ruumiga
Universumi paisumise avastamineTeooria:
A. Einstein ÜRT – 1915; W. de Sitter – 1917
1917 – Staatiline Universumi mudel
A. Friedmann – 1922, 24 (avatud, suletud); G. Lemaitre - 1927
1923 – Mittestaatilise paisuva Universumi mudel
Vaatlused:
V. Slipher – 1912- 1925 – 41 galaktika radiaalkiirus (35 kaugenesid)
E. Hubble – 1926 – 1936 (ulatuslik programm 2.5m teleskoobiga)
1929: 18 galaktika kaugused:
c z = v = H0D, H0 – Hubble´i konstant
H0 = 100 h km/s/Mpc ( h – normeeritud Hubble’i konstant)
1929 - Punanihe galaktikate spektrites. Universumi paisumine.
Friedmanni võrrandid
Pannes Einsteini võrrandisse Robertson-Walkeri meetrika, saame võrrandid, mis määravad R(t), t) ja p(t):
(d2R/dt2)/R = - 4G/3 (p/c2)+c2/3(dR/dt)2/R2 = 8G c2/3 – kc2 /R2
ddt = - 3 (p/c2) (dR/dt)/R
+ olekuvõrrand p = p (
Einstein- de Sitteri mudel: k=0,
Selles mudelis paisumiskiirus:
(dR/dt)2/R2 = H2(t)= 8G ja
seega tihedus 3 H2 /8G.
Praegusel momendil:
crit = 3 H02 /8G = 1.9 . 10-26 h2 kg/m3
( ~ 5 vesiniku aatomit kuupmeetris)
Seda tihedust nimetatakse kriitiliseks tiheduseks.
Aine tiheduse parameeter -
0/ crit= 8G 0/ 3H02
0aine keskmine tihedus praegusel momendil
b+ dm
Vaatlusandmed: ~ 0.3.
Kosmoloogilisele konstandile vastav parameeter -
=/ critc2/ 3H02
kosmoloogilisele konstandile vastav tihedus
=c2/ 8G .
Vaatlusandmed: ~ 0.7
Universumi kõverus ja
H2(t)= 8G c2/3 – kc2 /R2
Praegusel momendil: kc2 /R20H0
2 =
k=0 , – tasane mudel
k=-1, avatud mudel
k=1, suletud mudel
Paisumine Einstein- de Sitteri mudelis
H2(t)= 8G Kui p=0 siis (d2R/dt2)/R = - 4G ja t)= crita(t)-3 .
Selles mudelis mastaabifaktor:
a(t) = t/t Lõpmatu aeglustuv paisumine.
Mudelid, kus
Paisumiskiiruse võrrandi võime kirjutada kujul:
H2(t)/H2= a(t)-3 + (1- a(t)-2
k= 0: -Einstein – de Sitteri mudel
k = 1: - kokkutõmbumine
k =-1: - lõpmatu paisumine
Mudelites, kus on aine tihedus, aegruumi geomeetria ja paisumise dünaamika üheselt seotud. mudelites on olukord keerulisem.
Universumi paisumine 0 mudelites
tähistatud kui
5.2 Supernoovad ja kiirenev paisumine
Kauguste leidmine
Supernoovad kui standard küünlad
1. Leiame objekti näiva heleduse -> m
2. Supernoova heleduskõvera järgi hindame tegelikku heledust -> M
Nende erinevuse järgi leiame heleduskauguse:
m - M = 5 log (DL/ 1 Mpc) + 25 -> DL
3. Spektraalvaatlustest leiame punanihke -> z
4. Analüüsides seost DL(z) saame teha hinnanguid
kosmoloogiliste parameetrite kohta
Kauged supernoovad
Universumi kiirenev paisumine
Kaugete supernoovade analüüs viitab sellele, et Universum paisub kiirenevalt.
See võib olla tingitud tumedast energiast, mis kiirendab Universumi paisumist.
Science, 1998 – Breakthrough of the Year
Tume energia ja selle olekuvõrrand
Kosmoloogilise konstandi võimalikku ajast või ruumist
sõltuvat üldistust nimetatakse tumedaks energiaks.
Vaatame olekuvõrrandit kujul: p= wc2
w = 0 - rõhuta aine (tumeaine, barüonaine)
w = -1 – vaakumenergia (ekvivalentne ga)
Dünaamilised tumeda energia mudelid ennustavad
erinevaid w väärtusi
-1 < w < 1.
Võib vaadata ka mudeleid, kus w = w(t).
Tiheduse evolutsioon ja parameeter w
Universumi paisumisel tihedus muutub:
ddt = - 3 (p/c2) (dR/dt)/R
Kui p = wc2 , siis ddt = -3 (1+w)(dR/dt)/R ja
t)= a(t) –3 (1+w) .
Universumi paisumiskiirendus
Kui p=0, siis paisumiskiirendus
(d2a/dt2)/a = - 4G +c2/3 =
= H02 [- 1+z)3 +
Seega (d2a/dt2)/a = 0, kui 1+zc)3 = 2
Kui z < zc , (d2a/dt2)/a > 0 - kiirenev paisumine
Kui z > zc , (d2a/dt2)/a < 0 - aeglustuv paisumine
Kui ja siis zc = (4.67)1/3 –1 ~ 0.67.
Supernoovad + reliktkiirgus (WMAP) ja galaktikate parved:
Universumi aine-energia sisaldus
5.3 Mikrolaineline reliktkiirgus
Kosmiline reliktkiirgus
Vaatlusandmed näitavad, et lainepikkustel 0.01 – 10cm
eksisteerib maaväline elektromagnetkiirguse foon, mis
on suure täpsusega isotroopne. Selle kiirguse jaotus
sageduste järgi vastab soojuskiirguse jaotusele
temperatuuril T ~ 2.7 K.
See viitab sellele, et varajane Universum oli
soojustasakaalu seisundis.
Reliktkiirguse avastamine
1965 – Reliktkiirguse avastamine –
A. Penzias, R. Wilson - Nobeli preemia 1978
1989 – orbiidile satelliit COBE
- mõõtis suure täpsusega reliktkiirguse spektri
- mõõtis reliktkiirguse anisotroopia (1992)
J. Mather, G. Smoot – Nobeli preemia 2006
Cobe mõõdetud reliktkiirguse spekter:
Aatomite tekkimine
Sellel ajal Universumi vanus t ~ 400 000 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)
Kiirgusenergia tihedus paisuvas Universumis
Paisumisel aine tihedus : M(t)= M0 a-3(t) .
Relativistlike osakeste tihedus
R(t)= R0 a-4(t).
Kiirgusenergia tihedus muutub kiiremini kui aine
tihedus. Varajases Universumis domineeris
kiirgus: R(t) >> M (t).