ievads kosmolo ģijā

Ievads kosmoloģijā

Zinātne par Visuma rašanos

un attīstībuDmitrijs Docenko, LU AI

[email protected]

2008

3. lekcijaLielā Sprādziena teorija 2

• Pirmās trīs minūtes– Kvarku, hadronu, leptonu ēras

• Starojuma ēra– Reliktais starojums

• Blīvuma nehomogenitātes– Galaktiku veidošanās un evolūcija

• Evolūcija līdz mūsdienām

• Visuma nākotne

Inflācijas beigas

• Tātad, mēs apstājāmies pie momenta ar raksturlielumiem:– Temperatūra ap 1027 K– Visuma vecums ap 10-35 s– Telpa ir gandrīz plakana– Daļiņas un antidaļiņas vienādos daudzumos

rodas no enerģijas, kas tiek atbrīvota fizikālā vakuuma fāzu pārejas rezultātā

Uzreiz pēc inflācijas

• Pie tādas temperatūras no vakuuma rodas daļiņas, kuru miera masa nepārsniedz 1017 MeV

• Iespējams, tieši tāda masa (pēc lieluma kārtas) ir hipotētiskām X-daļiņām

• Mijiedarbībā ar tām pārvērš kvarkus leptonos un otrādi (tie pastāv, kamēr stiprā un elektrovājā mijiedarbības ir apvienotas)

Barionu asimetrija

• Parādīsim, kā ar X-daļiņu starpniecību varētu rasties barionu asimetrija– X-daļiņa ar varbūtību r sabrūk uz diviem

antikvarkiem (barionu lādiņš B1 = -2/3)

– X-daļiņa ar varbūtību 1-r sabrūk uz leptonu un kvarku (barionu lādiņš B2 = 1/3)

– Pēc n šo daļiņu sabrukšanas kopējais barionu lādiņš būs B = [rB1 + (1-r)B2] n

Barionu asimetrija

• Tagad aplūkosim, kas notiek ar X-daļiņu– X-daļiņa ar varbūtību r sabrūk uz diviem

kvarkiem (barionu lādiņš -B1 = 2/3)

– X-daļiņa ar varbūtību 1-r sabrūk uz leptonu un kvarku (barionu lādiņš -B2 = -1/3)

– Pēc n šo daļiņu sabrukšanas kopējais barionu lādiņš būs B = -[rB1 + (1-r)B2] n

Barionu asimetrija

• Atbilstoši barionu lādiņš pēc abu šo daļiņu tipu sabrukšanas būs

• Tā kā no daļiņu un antidaļiņu īpašību nesimetrijas, tad arī rezultējošais barionu lādiņš būs atšķirīgs no nulles!

• Teorētiskie novērtējumi dodkas labi saskan ar novērojamu vērtību

nBBrrBB ))(( 21

rr

nBB 910

Barionu asimetrija

• Tādā veidā rodas barionu asimetrija!

• Tā kā X-daļiņu masa ir liela, tie izzūd drīz pēc inflācijas

• Iemesls tam – visu laiku ar izplešanos vielas temperatūra samazinās

s,

10K,

10

tT

Tumšā matērija

• Tā tumšā matērija, kura sastāv no nezināmām elementārdaļiņām, arī rodas uzreiz pēc inflācijas

• Drīz pēc tās šīs daļiņas sava maza mijiedar-bības ātruma dēļ beidz “just” parasto vielu un sāk ceļot brīvi

• Tālāk par tumšo matēriju runāsim tikai apskatot procesus, kas notika vielas ēras sākumā






• Visuma nākotne

Kvarku ēra

• Tās raksturlielumi:– Laiks: no 10-35 līdz 10-6 s– Temperatūra: no 1027 līdz 1013 K– Enerģija: no 1017 līdz 102 MeV– Blīvums: no 1060 līdz 1020 kg/m3

Kvarku ēra

• Tās notikumi– Ēras sākumā rodas barionu asimetrija– Ēras laikā kvarki eksistē kā atsevišķas daļiņas,

neapvienojoties mezonos un barionos. Šī apvienošanās notiek ēras beigās

– Pie temperatūras ap 3·1015 K notiek elektrovājās mijiedarbības sadalīšanās E/M un vājajā. Rodas fotoni mūsu izpratnē

Hadronu ēra

• Tās raksturlielumi:– Laiks: no 10-6 līdz 10-4 s– Temperatūra: no 1013 līdz 1012 K– Enerģija: no 102 līdz 101 MeV– Blīvums: no 1020 līdz 1016 kg/m3

Hadronu ēra

• Tās laikā notiek hadronu (barionu un mezonu) un antihadronu anihilācija, jo raksturīgā enerģija kļūst ievērojami mazāka par to miera masu– Tāpēc vielas temperatūra gandrīz nemainās ...

• Pēc anihilācijas no hadroniem ir palikuši tikai protoni un neitroni vienādos daudzumos (tie savstarpēji pārvēršas)

Leptonu ēra

• Tās raksturlielumi:– Laiks: no 10-4 līdz 101 s– Temperatūra: no 1012 līdz 3·109 K– Enerģija: no 101 līdz 3·10-2 MeV– Blīvums: no 1016 līdz 107 kg/m3

Leptonu ēra

• Visuma sastāvs– Fotoni – Elektroni e- un pozitroni e+

– Triju veidu neitrīno un antineitrīno – Protoni p un neitroni n

• e-, e+, un skaits ir aptuveni vienāds, jo tie atrodas TD līdzsvarā

• p un n skaits ir 109 reizes mazaks, np nn ~

Leptonu ēra

• Laikam ejot, neitronu relatīvais skaits samazinās, jo tie ir nedaudz smagāki par protoniem (M = 1.293 MeV)

• Protonu pārākumu var aprēķināt pēc formulas

• Bet neitroni un protoni neapvienojas kodolos, jo fotonu enerģijas ir lielas un tie izjauc tos kodolus, kas veidojas

kTMcNN pn /exp/ 2

Neitrīno atdalīšanās

• Neitrīno mijiedarbības šķērsgriezums strauji dilst ar temperatūru

• Pie temperatūras ap T = 2·1010 K (Visuma vecums ap 1 s) neitrīno brīvais ceļš kļūst lielāks par horizonta izmēru

• Tas nozīmē, ka tie sāk kustēties brīvi un vēlāk evolucionē atsevišķi no pārējām daļiņām

Neitrīno atdalīšanās

• Temperatūra tām samazinās tāpāt kā starojumam līdz tam momentam, kad temperatūra kļūst mazāka par miera masu

• Šobrīd šādu relikto neitrīno temperatūrai jābūt ap 2 K, un blīvumam ap 450 cm-1

– Ja tiem ir miera masa, tad tie arī veido struktūras

• Ar mūsdienu metodēm nav reāli reģistrēt šīs daļiņas

Elektronu anihilācija

• Leptonu ēras beigās notiek elektronu un pozitronu anihilācija, jo temperatūra krīt zemāk par to miera masu

• Enerģija, kas izdalās anihilācijas rezultātā, paaugstina vielas temperatūru par 40%

• Tāpēc relikto neitrīno temperatūra ir par 40% zemāka, nekā reliktajam starojumam

Kosmoloģiskā kodolsintēze

• Tas ir nākamais ievērojams notikums Visumā

• Galvenais iemesls, kāpēc aizkāvējās kodolsintēze, bija tas, ka deitērija kodols ir relatīvi viegli izjaucams

• Tā sākās aptuveni 3.7 minūtes pēc Lielā Sprādziena

Visuma ķīmiskais sastāvs

• Galvenās kodolsintēzes reakcijas bija:

pHeDT

pTDD

Dnp

4

pHeDT

pTnHe

nHeDD

Dnp

4

3

3

Kosmoloģiskā nukleosintēze

• Uz to momentu neitronu skaits bija jau stipri mazāks par protonu skaitu, jo– Fotonu enerģijas ir jau stipri mazākas par

neitrona un protona masu starpību– Visuma vecums ir samērojams ar neitrona

pussabrukšanas laiku

• Palika 13% neitronu un 87% protonu


• Praktiski visi neitroni tika patērēti, lai izveidotu hēlija kodolus

• Tātad, hēlija relatīvs masas daudzums ir aptuveni vienāds ar divkāršoto neitronu skaitu – 26%

p

n

pn

pn

np

n

H

He

H

He

n

n

nn

nn

nn

n

n

n

m

m2

/21

/2

2

2/4

4


• Smagāki par hēliju elementi veidojas tikai niecīgajos daudzumos, jo starp A=4 un A=8 ir vāji stabili kodoli

• Ierobežojumu uz smago elementu (Z > 2) daudzumu uzstādīja arī – Īss laika sprīdis, kurā norisinājās nukleosintēze– Mazs plazmas blīvums (3-α reakcija ir trīs

ķermeņu sadursme!)






• Visuma nākotne

Starojuma ēra

• Tās raksturlielumi:– Laiks: no 300 s līdz 380 000 gadu 1013 s– Temperatūra: no 5·108 līdz 3·103 K– Enerģija: no 10-1 MeV līdz 0.26 eV– Blīvums: no 104 kg/m3 līdz 10-18 kg/m3

– Sarkanā nobīde: no 3·108 līdz 1100

Starojuma ēra

• Šie 380 tūkstoši gadu bija diezgan neinteresanti

• Plazmas temperatūra un blīvums lēnām samazinās, bet pēc būtības nekas jauns nenotiek

• Fotoni ar palikušiem p, n un e- atrodas TD līdzsvarā, neitrīno ceļo brīvi

Starojuma ēra

• Starojuma ēras laikā un pirms tās Visuma izplešanas dinamiku noteica UR daļiņas un starojums

• Bet momentā t 70 000 gadu (z 3000) starojuma (fotonu) un (jau nerelativistiskās) vielas (e-, p, 4He kodoli) blīvumi kļūst vienādi

• Vēlāk dinamiku nosaka viela!

0.5 1 1.5 2 2.5 3Laiks

0.25

0.5

0.75

1

1.25

1.5

1.75

2

Merogs

Visuma izplešanas maiņa

Blīvumi vienādi

a ~ t2/3a ~ t1/2

Starojuma ēra

• Starojuma ēras beigās temperatūra samazinājās līdz 3000 K un starojums vairs nebija tik enerģētisks, lai apstādinātu ūdeņraža atomu veidošanos (hēlija atomi izveidojās nedaudz agrāk)

• Viela no jonizētās kļūst par pilnīgi neitrālu!

• To sauc par rekombinācijas epohu

Starojuma ēra

• Rezultātā par vairākām kārtām samazinās fotonu mijiedarbības šķērsgriezums ar vielu

• Fotonu brīvā ceļa garums kļūst daudz lielāks par horizonta izmēru

• Citiem vārdiem, fotoni kļūst brīvi un vairāk nemijiedarbojas ar vielu

• Mūsdienās šie fotoni ir novērojami kā reliktais starojums






• Visuma nākotne

Reliktais starojums

• To sauc arī par kosmisko mikroviļņu fona starojumu

• Rekombinācijas epohā pastāvēja TD līdzsvars, tāpēc arī reliktā starojuma spektrs ir Planka spektrs

• Pēc rekombinācijas reliktais starojums izplatījās brīvi

Reliktais starojums

• Visumam izplešoties, fotoniem parādās sarkanā nobīde – spektrs mainās

• Bet Planka spektrs pārvēršas par Planka spektru, tikai raksturotu ar zemāku temperatūru

• Starojuma temperatūra ir apgriezti proporcionāla mēroga faktoram (tātad, proporcionāla z + 1)

Reliktais starojums

12

1

2

1

1

1z

z

z

T

T

K73.21100

K3000

1

12

z

TT

Protams, tā ir tikai ilustrācija, jo praktiski sarkanā nobīde tiek izrēķināta no rekombinācijas temperatū-ras un novērojamās reliktā starojuma temperatūras

Vielas ērā

• Pēc starojuma ēras seko vielas ēra

• Tās raksturlielumi:– Laiks: no 3.8·105 gadu līdz 1.37·1010 un tālāk– Temperatūra: no 3000 līdz 2.73 K un tālāk– Enerģija: no 0.26 eV līdz 0.00024 eV un tālāk– Blīvums: no 10-18 līdz 10-30 kg/m3 un tālāk– Sarkanā nobīde: no 1100 līdz 0 ...

Mūsdienas

Vielas ēra

• Ja visos laikos līdz rekombinācijai blīvums būtu homogēns telpā, tad arī līdz šim brīdim tā arī paliktu

• Telpa būtu piepildīta ar homogēnu maisījumu, kas sastāvētu no atsevišķiem ūdeņraža un hēlija atomiem, reliktajiem fotoniem, neitrīno un antineitrīno

• Taču tā nav!

Vielas ēra

• Mēs varam novērot sev apkārt dažāda mēroga stipras blīvuma nehomogenitātes:– Cilvēkus– Planētas– Zvaigznes– Galaktikas– Galaktiku kopas

• Kā radās šīs nehomogenitātes?






• Visuma nākotne

Blīvuma nehomogenitātes

• No uzdevuma simetrijas izriet, ka nehomogenitātes nevar rasties, ja blīvums kādā momentā ir pilnīgi homogēns

• No citas puses, ja pastāv, nehomogenitāšu blīvuma kontrasts aug laikā

• Tāpēc ir jādomā, ka niecīgas nehomogenitā-tes pastāvēja jau inflācijas ēras beigās

• Agrākās tika izsmērētas inflācijas laikā


• Ievedīsim nehomogenitātes amplitūdas raksturlielumu – blīvuma kontrastu– ir vidējais blīvums– ir blīvuma atšķirība no vidējās vērtības

• Kad blīvuma kontrasts ir mazs (daudz mazāks par vieninieku) ir spēkā lineārs tuvinājums – var uzskatīt, ka modas ar dažādiem viļņa garumiem evolucionē neatkarīgi

/


• Starojuma un vielas blīvuma (adiabatiskās) nehomogenitātes radās inflācijas laikā kā mikroskopiskās kvantu fluktuācijas

• Taču ātrās izplešanās dēļ tās tika izplestas līdz makroskopiskiem izmēriem

• Tā kā tie radās visu laiku vienādi, tad arī sadalījums pa izmēriem (pa viļņa garumiem) ir homogēns

Nehomogenitāšu spektrsρ


• Blīvuma kontrasts, kas nav atkarīgs no viļņa garuma, ir inflācijas teorijas paredzējums, kas tika eksperimentāli apstiprināts

• Apstiprināts tika arī tas, ka pastāv nehomogenitātes ar viļņa garumu, kas pārsniedz horizonta izmēru rekombinācijas laikā

Džinsa garums

• Apskatīsim vispārināto blīvuma kontrasta evolūciju laikā (1902. g, J. Jeans)

• Uz apgabalu ar izmēru l un blīvuma kontrastu darbojas pretēji spēki– Gravitācijas pievilkšanas spēks cenšas

apgabalu saspiest; tas ir proporcionāls l– Spiediena spēks cenšas blīvumus izlīdzināt; tas

ir apgriezti proporcionāls l

Džinsa garums

Gravitācijas spēks,pieaug ar izmēru

Spiediena spēks,samazinās ar izmēru

Džinsa garums

• Ir redzams, ka pastāv kāds kritiskais izmērs (to sauc par Džinsa garumu lDž)

– Apgabalos, kuri ir mazāki par lDž , dominē spiediena spēks, tāpēc tie nesaspiežas un blīvuma kontrasts tiek slāpēts

– Apgabalos ar l > lDž uzvar gravitācijas pievilkšanās un blīvuma kontrasts aug laikā

Džinsa garums

• Šeit tiek izmantoti sekojošie apzīmējumi:– vs ir skaņas ātrums vidē,

– ir vielas vidējais blīvums– p ir vielas spiediens

Gvl szD

/pvs

Džinsa masa

• Līdz rekombinācijai skaņas ātrums ir

un Dzinsa masa atbilstoši ir vienāda ar

• Šeit tika pieņemts, ka Visumam ir kritisks blīvums (sk. 2. lekciju, kur (t) tika izvests)

3/cvs 334

zDzD lM

tG

c

G

cM zD

333

9

24

33

4

126)(

Gtt

Džinsa masa

• Bet vielas masa kosmoloģiskā horizonta iekšienē ir

• Mēs redzam, ka Džinsa masa ir lielāka par visu masu, kas atrodas novērojamā (laikā t) Visuma daļā!

tG

c

Gt

tcctM H

3

2

333

9

2

63

4

3

4


• Tātad, nehomogenitātes ar izmēru mazāku par horizonta izmēru nevar augt

• Tādas perturbācijas kļūst par akustiskiem stāvviļņiem un arī tiek slāpētās

• Bet kamēr nehomogenitātes izmērs ir lielāks par horizonta izmēru, tās amplitūda lēnām aug ar laiku


• Tāpēc līdz rekombinācijai “izdzīvo” tikai nehomogenitātes ar raksturīgo izmēru ctrec

• To masa ir aptuveni

, kas atbilst tipiskās galaktiku kopas masai

• Precīzāk, perturbāciju spektrs ir:

SaulesH MtG

cM 1748

3

10kg109

2

Perturbāciju spektrsTemperatūras kontrasts ir proporcionāls vielas blīvuma kontrastamMultipola numurs ir apgriezti proporcionāls viļņa garumam

Horizonta izmērs


• Absolūtās vienībās rekombinācijas laikā vielas blīvuma kontrasts bija ap 10-5

• To var tieši novērot pēc reliktā starojuma kartēm

• Ir gan jāatceras, ka vienlaicīgi ar vielu eksistēja tumšā matērija, kurai nedarbojas pretī spiediena spēku – tai kontrasts bija jau lielāks

Reliktais starojums

• Šīs blīvuma nehomogenitātes rekombinācijas laikā var tieši novērot pēc reliktā starojuma

• Tiešām, vietās, kur blīvums bija lielāks par vidējo, bija lielāks spiediens un temperatūra

• Jāievēro arī, ka izkļūstot no blīvāka apgabala, fotonam ir lielāka gravitācijas sarkanā nobīde, kas samazina temperatūru

Reliktais starojums

• Taču izradās, ka otrais efekts ir mazāk

• Tātad, blīvākus apgabalus reliktajā starojuma mēs redzēsim kā karstākus rajonus

• Apskatīsim reliktā starojuma debess karti, kur ir redzama niecīgas temperatūras atšķirības (ap 10 K) no vidējā fona 2.725 K

WMAP kosmiskā aparāta rezultāti, 2003. g. februāris

Reliktais starojums

• Reliktā starojuma leņķiskais spektrs ir atkarīgs no daudziem parametriem– Kopējā matērijas un enerģijas blīvuma– Barionu blīvuma– Tumšās matērijas blīvuma– Habla konstantes– Visuma vecuma rekombinācijas laikā– ...

Reliktais starojums

• Tāpēc, novērojot šo starojumu, var atrast reālās šo parametru vērtības:

tot 1.02 ±0.02 t0, Gyr 13.7 ±0.2

0.73 ±0.04 tdec, kyr 379 ±8

b 0.044 ±0.004 tdec, kyr 118 ±3

m 0.27 ±0.04 zeq 3200 ±200

6.1 ±0.3 zdec 1089 ±1






• Visuma nākotne

Vielas ēra

• Kā jau tika teikts, pēc rekombinācijas sākās vielas ēra

• Sakarā ar to, ka starojums atdalījās no vielas, tas vairāk neradīja spiedienu, kas apstādinātu blīvuma kontrasta augšanu

• Palika tikai pašas vielas iekšējais spiediens, kas ir par vairākām kārtām mazāks

Vielas ēra

• Tiešām, skaņas ātrums kļūst

• Un Džinsa masa samazinās līdz

• Tad sāka veidoties pirmās zvaigznes

m/s10/2 4 HBs mTkv

SaulesdecH

BzD MtG

Gm

TkM 5

3

1062

3

4

Vielas ēra

• Cik ātri aug blīvuma kontrasts?

• Parastajos gadījumos perturbācijas ar laiku aug eksponenciāli

• Taču telpas izplešanās palēnina blīvuma kontrasta augšanu un tas notiek pēc likuma

13/2 1/ zta


• Tātad, uzreiz pēc rekombinācijas kļūst iespējama blīvuma kontrasta augšana visos mērogos, kuros ir masa >105 MSaules

• Vielas nehomogenitātes sāk pielāgoties pie tumšās matērijas nehomogenitātēm, kas pastiprinājās visu laiku

• Pēc kāda laika sākās nelineārs blīvuma kontrasta augšanas režīms

Blīvuma kontrasta augšana


• Pirmās paaudzes zvaigznes bija stipri atšķirīgas no mums pierastām– Sastāvēja no tīrā ūdeņraža un hēlija maisījuma– Masa no 100 līdz 300 Saules masām

• Tajās izveidojas smagākie elementi, kas piedalījās otrās paaudzes zvaigznes veidošanā

• Tālāk – objektu augšana no mazākiem uz lielākiem

Nelineārs režīms

• Izpētīsim nedaudz sīkāk nelineāro režīmu– No sākuma blīvāks apgabals sāk izplesties

lēnāk, nekā pati telpa– Pēc kāda laika šī apgabala izplešanās tiek

apstādināta ar gravitāciju– Sākot no šī brīža mēs aplūkosim šī apgabala

evolūciju atsevišķi no visas pārējās vielas

Nelineārs režīms

• Var izdalīt vienu asi, pa kuru saspiešanās notiek visātrāk (apgabals izveidojas nejauši un nav simetrisks)

• Tad pēc kāda laika šis “protogalaktikas miglājs” kļūst līdzīgs milzīgam plācenim

• Tādus veidojumus sauc par Zeļdoviča plāceņiem pēc zinātnieka, kas tos pētīja

Zeļdoviča plāceņi

a apgabali saspiežas, c izplešas Izveidojas Visuma lielmēroga struktūra, a – plāceņi, c – tukšumi

Nelineārs režīms

• Tā kā saspiešanās notiek paātrināti, tad kādā brīdī viela sāk kustēties ar virsskaņas ātrumu

• Veidojas triecienviļņi, turbulence, sasilšana

• Notiek protogalaktikas mākoņa fragmentācija mazākos fragmentos

• Fragmentācija ar temperatūras samazināšanos iet tālāk līdz izveidojas pirmās zvaigznes

Galaktiku veidošanās

• Analītiski nav iespējams izsekot galaktiku veidošanai un citiem procesiem

• Tāpēc tam pielieto datorsimulācijas

• Uzdevums ir ārkārtīgi grūts – blīvums dažādās vietas atšķiras par vairākām kārtām, ir jāmodelē vairāki miljoni punktu trijās dimensijās... Bet tas tiek darīts!

Galaktiku veidošanās: filmas

Statistiskā fizika

• Ja ir laiks, var ieminēties par to, ka gravitatīvi saistītām sistēmām ir negatīvā siltumietilpība

• Atbilstoši daudzas statistiskās fizikas atziņas nav spēkā

• Piemēram, nepastāv termodinamiskais līdzsvars






• Visuma nākotne

Rejonizācija

• Ar pirmo zvaigžņu izveidošanos sākās starpzvaigžņu un starpgalaktiku vielas rejonizācija

• Stiprs UV starojums, kura enerģija bija lielāka par 13.6 eV, jonizēja ūdeņraža atomus– No pirmās utt. paaudžu zvaigznēm– No kvazāriem

• No novērojumiem izriet, ka zr = 10 ± 3

Rejonizācija

• Viela no neitrālās atkal kļuva par jonizēto

• No tā laika visa starpzvaigžņu un starp-galaktiku vide ir karsta (>104 K) un jonizēta

• Izņēmums – blīvie molekulārie mākoņi. Tiem blīvums ir pietiekami liels, lai– Absorbē jonizējošos fotonus mākoņa perifērijā

(atomi jonizējas)– Atomi ātri rekombinē lielā blīvuma dēļ

Pirmās paaudzes zvaigznes

• Pirmās paaudzes masīvās zvaigznes (Džinsa masa ap 100 Saules masu) ātri sadega

• Pēc dzīves beigām tie uzsprāga, bagātinot apkārtējo vidi ar smagākiem elementiem

• No mākoņiem, kas ir bagāti ar smagiem elementiem, izveidojas otrās paaudzes zvaigznes (tādas, kā Saule)

Ķīmiskā evolūcija

• Tādā veidā norisinās galaktiku ķīmiskā evolūcija un vielas bagātināšana ar smagiem elementiem

• Zvaigžņu kodolos izveidojas elementi līdz dzelzim

• Elementi, kas ir smagāki par dzelzi, rodas pārnovu sprādzienos

Tagadne

• Otrās un tālāko paaudžu zvaigznēm jau var izveidoties planētu sistēmās Zemes tipa planētas

• Un te nu mēs esam! Izveidojāmies...






• Visuma nākotne

Visuma nākotne

• Saskaņā ar pēdējiem datiem (WMAP, 2003. gads) Visumā šobrīd dominē tumšā enerģija

• Ja tumšā enerģija ir Λ-locekļa veidā, tad Visums izpletīsies mūžīgi

• Tieši tāpēc mēs šeit neapskatīsim to nākotnes scenāriju, kas apraksta noslēgtu Visumu un tā saspiešanos

Visuma nākotne

• Pēc 5·109 gadu Saule pārvērtīsies par sarkano milzi

• Pēc 1014 gadu nodzisīs visas zvaigznes

• Daudzas zvaigznes atdalīsies no galaktikām (kā gāze iztvaiko no šķidruma)

• Pēc 1019 gadu sabruks galaktikas, paliks tikai milzīgie melnie caurumi to centros

Visuma nākotne

• Iespējams, pēc 1032 gadu protoni sāks sabrukt uz pozitroniem, fotoniem un neitrīno

• Tātad, visi barioni sabruks uz leptoniem un fotoniem

• Visilgāk dzīvos melnie caurumi, bet arī tie lēnām iztvaiko

Visuma nākotne

• Tā kā zvaigžņu masas melno caurumu “temperatūra” ir ap 10-7 K, tad tie sāks iztvaikot tikai pēc tam, kad reliktā starojuma temperatūra kļūs mazāk par šo vērtību

• Pēc 1069 gadu iztvaikos zvaigžņu masas melnie caurumi

• Pēc 1096 gadu iztvaikos arī supermasīvie melnie caurumi (M ~ 109 MSaules)

Visuma nākotne

• Pēc 10100 gadu visā Visumā paliks tikai ļoti retināta plazma, kad apjomā, kas ap 10185 reizes pārsniedz mūsdienu Metagalaktikas izmēru, ir tikai viena (!) daļiņa ...

• Tā tas izskatīsies:

Nobeigums

• Mēs izsekojām cauri mūsdienu priekšstatiem par Visuma rašanās un evolūciju

• Ieraudzījām, ka Visuma pirmajos mirkļos noritēja tādi procesi, kas nekad vairāk neatkārtojās

• Tāpēc agrīno Visumu pēta augstās enerģijas speciālisti, lai pārbaudītu savas teorijas

Jautājumi?

ievads kosmolo ģijā

Documents