750 likes | 985 Views
Visuma sastāvs un struktūra no kosmoloģisko novērojumu datiem. Dmitrijs Docenko (MPA). ASI, Rīga, 2006. gada 16. februāris. Saturs. Ievads: kosmoloģijas pamatjēdzieni Visuma sastāvs Kosmoloģiskā kodolsintēze: barionu viela Reliktais starojums: kopējais blīvums un tumšā matērija
E N D
Visuma sastāvs un struktūrano kosmoloģisko novērojumu datiem Dmitrijs Docenko (MPA) ASI, Rīga, 2006. gada 16. februāris
Saturs • Ievads: kosmoloģijas pamatjēdzieni • Visuma sastāvs • Kosmoloģiskā kodolsintēze: barionu viela • Reliktais starojums: kopējais blīvums un tumšā matērija • Galaktikas un to kopas: tumšā matērija • Pārnovu novērojumi: tumšā enerģija • Visuma struktūra un tās novērojumi • Sjunjaeva-Zeļdoviča efekts ASI seminārs, 16.02.06
Andromēdas galaktikas daļa Subaru teleskops ASI seminārs, 16.02.06
Andromēdas galaktika Galaktika – tipiskais izmērs 10 kpc ASI seminārs, 16.02.06
Galaktiku kopa – tipiskais izmērs 0.2-1 Mpc ASI seminārs, 16.02.06 Perseja galaktiku kopa
Galaktiku sadalījums ap dienvidu Galaktikas polu APM galaktiku apskats ASI seminārs, 16.02.06
31000 spožāko 6 cm radioavotu sadalījums uz debess sfēras Peebles 1993 ASI seminārs, 16.02.06
Viendabīgs Visums • Metagalaktikas izmērs ir 4000 Mpc • Visums kļūst viendabīgs mērogos ap 200 Mpc • Tātad, Metagalaktikā ir vairāki tūkstoši “vienādu” apgabalu ASI seminārs, 16.02.06
Visums izplešas • Tālo galaktiku “ātrums” attiecībā pret mums ir proporcionāls attālumam • Ātrums tiek mērīts no spektra sarkanās nobīdes • Īstenībā tas nav galaktiku ātrums, bet fotonu enerģijas izmaiņa telpas izplešanās dēļ Riess, Press, Kirchner, 1996 ASI seminārs, 16.02.06
Visums izplešas • Tālo galaktiku “ātrums” attiecībā pret mums ir proporcionāls attālumam • Ātrums tiek mērīts no spektra sarkanās nobīdes • Īstenībā tas nav galaktiku ātrums, bet fotonu enerģijas izmaiņa telpas izplešanās dēļ Riess, Press, Kirchner, 1996 ASI seminārs, 16.02.06
Sarkanā nobīde • Fotonu un relativistisko daļinu spiediens P=u/3=E/3V • Pirmais termodinamikas likums dE+PdV=0 tad ir 3d(PV)=-PdV , no kurienes P~V-4/3 (telpas izplēšanās ir adiabātiskā) • Atbilstoši enerģijas blīvums u~P~V-4/3~a-4, kur viena pakāpe ir sarkanas nobīdes dēļ • Tā kā P~T4, tad T~V-1/3~a-1, kur a ir telpas mērogs ASI seminārs, 16.02.06
Saturs • Ievads: kosmoloģijas pamatjēdzieni • Visuma sastāvs • Kosmoloģiskā kodolsintēze: barionu viela • Reliktais starojums: kopējais blīvums un tumšā matērija • Galaktikas un to kopas: tumšā matērija • Pārnovu novērojumi: tumšā enerģija • Visuma struktūra un tās novērojumi • Sjunjaeva-Zeļdoviča efekts ASI seminārs, 16.02.06
Kosmoloģiskā kodolsintēze • Sākumā protoni un neitroni atradās termodinamiskā līdzsvarā:p+e- n+n, p+nn+e+ • Vājas mijiedarbības ātrums strauji samazinās ar temperatūru (kā T-5) un kļūst mazāks par Visuma izplēšanas ātrumu, kad T=1.41010K • Tajā laikā (ap 1 s) neitronu un protonu skaita attiecība ir nn/np=exp(-Dmc2/kTe)=0.22 ASI seminārs, 16.02.06
Kosmoloģiskā kodolsintēze • Deitērija izveidošanas reakcijas n+p D+gpaliek līdzsvarā līdz momentam, kad pietiekamo enerģiju fotonu daudzums kļūst pārāk mazs • Tas atbilst T=8108K, t=200 s • Neitronu sabrukšanas dēļ (t1/2=617 s) to daudzums samazinās līdz 0.16np • Tagad reakcijas var iet tikai vienā virzienā ASI seminārs, 16.02.06
Kosmoloģiskā kodolsintēze • p+n →D+g ; D+D →T+p ; T+D →4He+n • Reakcijas pirmais posms ir citāds, nekā zvaigznēs un notiek daudz ātrāk • Gandrīz visi neitroni aiziet hēlijā ASI seminārs, 16.02.06
Kosmoloģiskā kodolsintēze • p+n → D+g ; D+D → T+p ; T+D →4He+n • Reakcijas pirmais posms ir citāds, nekā zvaigznēs un notiek daudz ātrāk • Visi neitroni aiziet hēlijā un to relatīvs daudzums kļūst Y=mHe/(mH+mHe)=40.16/(1+4 0.16)=0.25, kas labi saskan ar novērojumiem • Elementu daudzums ir atkarīgs no barionu blīvuma ASI seminārs, 16.02.06
Saturs • Ievads: kosmoloģijas pamatjēdzieni • Visuma sastāvs • Kosmoloģiskā kodolsintēze: barionu viela • Reliktais starojums: kopējais blīvums un tumšā matērija • Galaktikas un to kopas: tumšā matērija • Pārnovu novērojumi: tumšā enerģija • Visuma struktūra un tās novērojumi • Sjunjaeva-Zeļdoviča efekts ASI seminārs, 16.02.06
Blīvuma fluktuācijas Visumā • Visuma pirmatnējās neviendabības radās kosmoloģiskās inflācijas laikā • Tās ir novērojamas reliktā starojuma kartēs un sastāda ap 10-5 • Tās neauga, jo spiediens kompensēja gravitācijas pievilkšanos ASI seminārs, 16.02.06
Džinsa masa • Sfēriski simetrisks ķermenis ir līdzsvarā, ja gravitācijas pievilkšanās (~r3) tiek kompensēta ar spiedienu (~r2) • Tātad, eksistē maksimāls stabils izmērs un tam atbilstoša masa – Džinsa masa ASI seminārs, 16.02.06
Džinsa masa pirms rekombinācijas • Saskaņā ar starojuma stāvokļa vienādojumu p=rc2/3, skaņas ātrums vidē ir • Pielietosim faktu, ka Visumam ir kritiskais blīvums • Atbilstoši Džinsa masa ir • Salīdzināsim ar masu iekš horizonta ASI seminārs, 16.02.06
Džinsa masa pirms rekombinācijas • Tātad, vielas kondensācija pirms rekombinācijas bija neiespējama • Tiesa gan, tā kā cs<c, kosmoloģiskā horizonta mērogos saspiešana tomēr notika • Šai saspiešanai sekoja slāpētās (fotonu difūzijas dēļ) blīvuma svārstības ASI seminārs, 16.02.06
Reliktā starojuma fluktuācijas. To relatīva amplitūda sastāda ap 10-5 (t.i., daži desmiti mK) WMAP ASI seminārs, 16.02.06
Spektru ietekmē vairāki kosmoloģiskie parametri WMAP ASI seminārs, 16.02.06
Reliktā starojuma leņķiskais spektrs • Pirmais maksimums (horizonta izmērs rekombinācijas laikā) atbilst leņķim 1 grāds • Salīdzināsim to ar plakanās telpas rezultātu • Fotonu ceļa laikā leņķis starp tiem nemainās • Taču tie tiek attālināti proporcionāli mērogam • To sarkanā nobīde tiek atrasta no rekombinācijas un reliktā starojuma temperatūras attiecības (~1100) ASI seminārs, 16.02.06
W. Hu ASI seminārs, 16.02.06
Reliktā starojuma leņķiskais spektrs • Tā kā pirmais maksimums rodas kā pirmais saspiešanas vilnis, tā amplitūda ir proporcionāla barionu blīvumam • Reliktā starojuma spektru ietekmē arī daudzi citi parametri ASI seminārs, 16.02.06
W. Hu ASI seminārs, 16.02.06
Uzreiz pēc rekombinācijas • Daudzkārt samazinās skaņas ātrums, jo fotoni paliek “atrauti” no vielas: • Atbilstoši samazinās Džinsa masa un kļūst aptuveni vienāda ar 105 Saules masām • Lielā mēroga nehomogenitātes kļūst nestabilas un sāk sarauties (lineāri, jo izplešanās slāpē augšanu): ASI seminārs, 16.02.06
Saturs • Ievads: kosmoloģijas pamatjēdzieni • Visuma sastāvs • Kosmoloģiskā kodolsintēze: barionu viela • Reliktais starojums: kopējais blīvums un tumšā matērija • Galaktikas un to kopas: tumšā matērija • Pārnovu novērojumi: tumšā enerģija • Visuma struktūra un tās novērojumi • Sjunjaeva-Zeļdoviča efekts ASI seminārs, 16.02.06
Rejonizācija • Pagaidām par detaļām ir zināms ļoti maz • Par pēdējām rejonizācijas posmiem var uzzināt no tā sauktā “Lya meža” (Lya forest) • Kvazāru spektros rodas absorbcijas Lya līnijas, kad tā starojums iziet caur kādu daļēji neitrālu H mākoni • Dažādiem mākoņiem Lya līnijas atbilst dažādiem kvazāra spektra apgabaliem sarkanās nobīdes dēļ • Individuālo līniju platums ir lielāks par termisko (104K ap 1/20000), kas norāda uz gāzes kustībām ASI seminārs, 16.02.06
ap 0.1% H ASI seminārs, 16.02.06
Rejonizācijas pētījumi • Process tiek modelēts ar jauniem kosmoloģis-kiem kodiem ar starojuma pārnesi • Tuvāko gadu laikā tiks novērota neitrālā ūdeņraža 21 cm līnija metru diapazonā (LOFAR – ap 40000 antennu, PAST, SKA) ASI seminārs, 16.02.06
z=9-14 (98-157 MHz) Lg(Ta, K) MPA, B. Ciardi ASI seminārs, 16.02.06
Kosmoloģiskās simulācijas • Visuma struktūras evolūcija pakāpeniski kļūst nelineāra un to var izsekot tikai ar datorsimulācijām • Salīdzinot simulācijas ar novērojumiem, iegūst ierobežojumus uz kosmoloģisko parametru vērtībām • Seko divi piemēri • Kādas simulētās galaktiku kopas izveide • Tumšās matērijas struktūras simulētā visumā ASI seminārs, 16.02.06
MPA ASI seminārs, 16.02.06
Saturs • Ievads: kosmoloģijas pamatjēdzieni • Visuma sastāvs • Kosmoloģiskā kodolsintēze: barionu viela • Reliktais starojums: kopējais blīvums un tumšā matērija • Galaktikas un to kopas: tumšā matērija • Pārnovu novērojumi: tumšā enerģija • Visuma struktūra un tās novērojumi • Sjunjaeva-Zeļdoviča efekts ASI seminārs, 16.02.06
Tumšā matērija • 1930. gados Frics Zvikijs novēroja galaktiku rotācijas līknes un, salīdzinot ar spožumu, noteica, ka zvaigžņu masa sastāda mazu daļu no kopējās • Vēlāk atklāta līdzīga nesaskaņa starp galaktiku masām un to kustību kopas ietvaros (pieņēmot, ka kopa ir dināmiskā līdzsvarā). Galaktiku kopējā masa nav pietiekama. ASI seminārs, 16.02.06
Tumšā matērija • Šāda “tumšā matērija” varētu būt • Atomārie vai molekulārie starpzvaigžņu H mākoņi • Tiek novēroti 21 cm līnijā vai CO rotācijas pārejās • Masīvie tumši objekti – brūnie punduri, planētas, melnie caurumi • Tiek novēroti ar “mikrolēcošanas” (microlensing) metodi • Starpgalaktiku gāze • Tiek novērota rentgendiapazonā • Nezināmās elementārdaļiņas, kas vāji mijiedarbojas ar vielu – WIMP, aksioni vai citi. Šobrīd – vadoša teorija. • Tiek meklēti ar vairākiem milzīgiem detektoriem ASI seminārs, 16.02.06
Mikrolēcošanas novērojumi ASI seminārs, 16.02.06
Galaktiku kopa Abell 2029 rentgena un optiskā diapazonā Chandra ASI seminārs, 16.02.06
Galaktiku kopu masas sadalījums • Zvaizgnes – 2% • Starpgalaktiku gāze – 15% • Tumšā matērija – 85% • Tadā veidā galaktikas var tikt uzskatītas par testa daļiņām, kas kustās tumšās matērijas potenciālā ASI seminārs, 16.02.06