1 / 56

Globaalfüüsika - Kosmos

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.

avi
Download Presentation

Globaalfüüsika - Kosmos

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. Globaalfüüsika - Kosmos Mirt Gramann Tartu Observatoorium

  2. Programm 1. Päikesesüsteem 2. Tähed 3. Meie Galaktika 4. Galaktikad 5. Kosmoloogia 6. Universumi tekkimine ja arenemine

  3. 30 lähimat tähte

  4. Meie Galaktika

  5. Universumi paisumine

  6. Kosmoloogiline punanihe - z • Definitsioon: z = (l0- le)/le= l0/le - 1 • l0 - vaadeldud lainepikkus ja le- kiiratud • lainepikkus • Seos eemaldumiskiirusega v: v = c z , z << 1 (Doppleri nihe)

  7. 5. Kosmoloogia 5.1 Standardne Universumi mudel 5.2 Supernoovad ja kiirenev paisumine 5.3 Kosmiline reliktkiirgus

  8. 5.1 Standardne Universumi mudel: Baseerub kahel nurgakivil: • Kosmoloogiline printsiip • Üldrelatiivsusteooria

  9. Kosmoloogiline printsiip: Universum on homogeenne ja isotroopne kõikide vaatlejate jaoks suvalisel ajamomendil Mastaap > 300 Mpc

  10. Üldrelatiivsusteooria Kõverdunud aegruum < -- > Aine-energia sisaldus Einsteini väljavõrrand Gij - Lgij = 8pG/c4 Tij, Gij – Einsteini tensor (sõltub gij ja selle tuletistest) L - kosmoloogiline konstant Tij - energia-impulss tensor <-- universumi koostis Matter tells space how to curve, and space tells matter how tomove

  11. Kosmoloogiline konstant ja sellele vastav tihedus • on ekvivalentne kindlat tüüpi Tij-ga: kui p = - rc2, siis Tij = pgij = - rc2 gij . ja Gij - Lgij = 8pG/c4 Tij =- 8pG/c2 rgij . Seega võime defineerida kosmoloogilisele konstandile vastava tiheduse rL = Lc2/ 8pG = const

  12. Kõverdunud aegruum • Suletud (closed) mudelid – k= 1 sfääriline geomeetria • Avatud (open) mudelid - k = -1 hüperboolne geomeetria • Tasased (flat) mudelid - k = 0 eukleidiline geomeetria

  13. Aegruumi meetrika • Kaugus kahe sündmuse vahel: ds2 = gij(x) dxi dxj (i,j =0,1,2,3) • Robertson – Walkeri meetrika: ds2=c2dt2 - R2(t)[dw2+S2k(w)(dq2 + sin2qdj2)] R(t) – mastaabifaktor

  14. 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

  15. Universumi paisumise avastamine Teooria: 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.

  16. Friedmanni võrrandid Pannes Einsteini võrrandisse Robertson-Walkeri meetrika, saame võrrandid, mis määravad R(t), r(t) ja p(t): (d2R/dt2)/R = - 4pG/3 (r + 3p/c2)+Lc2/3 (dR/dt)2/R2 = 8pG r /3 + Lc2/3 – kc2 /R2 dr /dt = - 3 (r + p/c2) (dR/dt)/R + olekuvõrrand p = p (r)

  17. Einstein- de Sitteri mudel: k=0, L=0 Selles mudelis paisumiskiirus: (dR/dt)2/R2 = H2(t)= 8pG r/3 ja seega tihedus r = 3 H2 /8pG. Praegusel momendil: rcrit = 3 H02 /8pG = 1.9 . 10-26 h2 kg/m3 ( ~ 5 vesiniku aatomit kuupmeetris) Seda tihedust nimetatakse kriitiliseks tiheduseks.

  18. Aine tiheduse parameeter - WM • WM = r0/rcrit= 8pG r0/ 3H02 • r0 - aine keskmine tihedus praegusel momendil • WM= Wb+ Wdm Vaatlusandmed: WM ~ 0.3.

  19. Kosmoloogilisele konstandile vastav parameeter - WL WL = rL/rcrit = Lc2/ 3H02 rL - kosmoloogilisele konstandile vastav tihedus rL = Lc2/ 8pG . Vaatlusandmed: WL ~ 0.7

  20. Universumi kõverus ja WL H2(t)= 8pG r /3 + Lc2/3 – kc2 /R2 Praegusel momendil: kc2 /R20H02 = WM + WL -1 k=0 , WM + WL = 1 – tasane mudel k=-1, WM + WL < 1 - avatud mudel k=1, WM + WL > 1 - suletud mudel

  21. Paisumine Einstein- de Sitteri mudelis H2(t)= 8pG r/3. Kui p=0 siis (d2R/dt2)/R = - 4pG r/3 ja r(t)= rcrita(t)-3 . Selles mudelis mastaabifaktor: a(t) = (t/t0)2/3. Lõpmatu aeglustuv paisumine.

  22. Mudelid, kus L=0 Paisumiskiiruse võrrandi võime kirjutada kujul: H2(t)/H02= WMa(t)-3 + (1- WM) a(t)-2 k= 0: WM = 1 -Einstein – de Sitteri mudel k = 1: WM >1- kokkutõmbumine k =-1: WM <1- lõpmatu paisumine Mudelites, kus L=0, on aine tihedus, aegruumi geomeetria ja paisumise dünaamika üheselt seotud. L mudelites on olukord keerulisem.

  23. Universumi paisumine L=0 mudelites (WM tähistatud kui W0)

  24. 5.2 Supernoovad ja kiirenev paisumine

  25. Kauguste leidmine

  26. 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

  27. Kauged supernoovad

  28. 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

  29. Tume energia ja selle olekuvõrrand Kosmoloogilise konstandi võimalikku ajast või ruumist sõltuvat üldistust nimetatakse tumedaks energiaks. Vaatame olekuvõrrandit kujul: p= wrc2 w = 0 - rõhuta aine (tumeaine, barüonaine) w = -1 – vaakumenergia (ekvivalentne L-ga) Dünaamilised tumeda energia mudelid ennustavad erinevaid w väärtusi -1 < w < 1. Võib vaadata ka mudeleid, kus w = w(t).

  30. Tiheduse evolutsioon ja parameeter w Universumi paisumisel tihedus muutub: dr /dt = - 3 (r + p/c2) (dR/dt)/R Kui p = wrc2 , siis dr /dt = -3 (1+w)r (dR/dt)/R ja • r(t)= r0 a(t) –3 (1+w) .

  31. Universumi paisumiskiirendus Kui p=0, siis paisumiskiirendus (d2a/dt2)/a = - 4pGr/3 +Lc2/3 = = H02 [- WM/2 (1+z)3 + WL]. Seega (d2a/dt2)/a = 0, kui (1+zc)3 = 2 WL/WM Kui z < zc , (d2a/dt2)/a > 0 - kiirenev paisumine Kui z > zc , (d2a/dt2)/a < 0 - aeglustuv paisumine Kui WM= 0.3 ja WL= 0.7, siis zc = (4.67)1/3 –1 ~ 0.67.

  32. Supernoovad + reliktkiirgus (WMAP) ja galaktikate parved:

  33. Universumi aine-energia sisaldus

  34. 5.3 Mikrolaineline reliktkiirgus

  35. 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.

  36. 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

  37. Cobe mõõdetud reliktkiirguse spekter:

More Related