Globaalfüüsika - Kosmos

1. Globaalfüüsika - Kosmos Mirt Gramann Tartu Observatoorium

2. Programm 1. Päikesesüsteem 2. Tähed 3. Meie Galaktika 4. Galaktikad 5. Kosmoloogia 6. Universumi ajalugu

4. Kaugused Universumis Ühikud: valgusaasta ja parsek 1 valgusaasta (va) ~ 1013 km 1 parsek (pc) - objekti kaugus, mille aastaparallaks on 1 kaaresekund, 1 pc = 3.263 va Tüüpilised kaugused: Meie Galaktika mastaap - 30 kpc ~ 100 000 va Kaugus Andromeeda galaktikani - 800 kpc Kaugus Virgo parveni - 20 Mpc Kaugus Coma parveni - 60 Mpc

5. Meie Galaktika

6. Meie naabergalaktika: Andromeeda

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

10. Kosmoloogiline printsiip: Universum on homogeenne ja isotroopne kõikide vaatlejate jaoks suvalisel ajamomendil Kui Universum paisub ja on homogeenne ja isotroopne < -- > Hubble´i seadus

11. Üldrelatiivsusteooria • Kõverdunud aegruum (Riemanni geomeetria) • Aine-energia sisaldus “Matter tells space how to curve, and space tells matter how tomove”

12. Standardne Universumi mudel Vaatluslikud põhitõendid: 1. Hubble paisumine - cz = v = H0r 2. Mikrolaineline foonkiirgus - Tg = 2.73 K 3. Kergete elementide hulk Universumis 4He: 0.2 < Y < 0.25

15. 6. Universumi ajalugu Universumi ajaloo võib jagada kolmeks ajastuks: • t < 0.001s – väga varajane Universum inflatsioon, algfluktuatsioonide teke 2. 0.001 s < t < 400 tuhat aastat – tuumade süntees - t ~ 100 s aatomite tekkimine - t ~ 400 tuhat aastat 3. 400 tuhat aastat < t < 14 miljardit aastat - esimeste tähtede tekkimine – t ~ 200 miljonit aastat

17. 6.1 Väga varajane Universum - Jõudude eraldumine - Inflatsiooni teooria

19. Nelja jõu eraldumine Faasi üleminekud; kui T > Tcr on 2(3,4) jõudu ühesugused

20. Jõudude eraldumine 1. Plancki aeg: t ~ 10-43 s , eraldub gravitatsioon 2. Eraldub tugev vastasmõju: t ~ 10-35 s , T ~ 1027K 3. Eraldub nõrk vastasmõju: t ~ 10-10 s, T ~ 1016K

22. Inflatsiooni teooria Standardse mudeli probleemid: 1. Lameduse probleem: miks r ~ rcrit ? 2. Horisondi probleem: miks piirkonnad, mis ei ole seni põhjuslikkus seoses olnud, on ühesugused?

27. Erinevad paisumisfaasid Paisumisfaasid Universumi ajaloos: 1. Inflatsioon (10-35 s) – kiirenev paisumine 2. Kiirgusdominante aeg (z > 3500) – aeglustuv paisumine 3. Ainedominante aeg (3500 < z < 0.7) – aeglustuv paisumine 4. Aeg, kus domineerib tume energia (z < 0.6) – kiirenev paisumine

28. 6.2 Ajavahemik 0.001 s < t < 400 tuhat aastat - tuumade süntees - t ~ 100 s - aatomite tekkimine - t ~ 400 tuhat aastat

29. Universum momendil T ~ 1011K. Universumi täidab aine ja kiirguse supp, milles iga osake põrkab väga sageli kokku teiste osakestega. Footonid on seotud elektronidega ja positronidega: e- + e+ < - > 2 g Analoogilised seosed on ka neutriinode ja footonite ningneutriinode ja elektronidevahel. Tuumaosakesi on vähe, umbes üks prooton või neutron iga miljardi footoni, elektroni või neutriino kohta. Need osakesed on tasakaalus üksteisega ja elektronide ning neutriinodega: p + e- < - > n + nja p +n< - > n + e+ Nii kaua kui on piisavalt energeetilisi osakesi, kehtib tasakaaluline seos: Nn/Np = exp [ - (mn- mp)c2/ kT].

30. Osakeste teke footonite põrkel Varajases Universumisoli T nii kõrge, et footonite põrgetel sai kiirgusenergiast tekkida aineosakesi. Iga osakese jaoks saab leida lävitemperatuuri: kTd= m c2. Kui T > Td , on footonite keskmine energia suurem kui osakese seisuenergia ja kaks kokkupõrkavat footonit saavad tekitada osake - antiosake paari. Elektronidel Td = 6 x 109 K. Lävitemperatuurist kõrgematel temperatuuridel käitub aineosake nagu footon. Iga tüüpi osakeste arv, mille Td< T, on võrdne footonite arvuga.

32. Tuumade süntees 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 ühinevad deuteeriumituumaks: 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 väga kiire reaktsioonide ahel, mis viib 4He tekkele. Pärast tuumasünteesi on peaaegu kõik neutronid seotud heeliumituumadega ja 0.20 < Y (4He)< 0.25

34. Heeliumi tekkimine Kui deuteerium on tekkinud, tekib väga kiire reaktsioonide ahel, mis viib 4He tekkele. Harilikul heeliumil on väga tugevasti seotud tuum ( B ~ 20 MeV) ja selline tuum saaks jääda seotuks ka kõrgematel temperatuuridel, kuid heeliumi tuum ei saa tekkida enne deuteeriumi moodustumist. Pärast tuumasünteesi on peaaegu kõik neutronid seotud heeliumituumadega. 0.20 < Y < 0.25

35. Barüonaine tihedus - Wb Tuumasünteesi efektiivsus sõltub tuumaosakeste tihedusest. Määrates kergete elementide hulka võimalikult täpselt, on võimalik teha hinnanguid barüonaine tiheduse kohta. Siin oluline deuteerium. Nukleosünteesist: Wb ~ 0.04

37. Kergete elementide hulk Universumis

38. Aatomite tekkimine T~103K Sellel ajal Universumi vanus t ~ 380 000 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.

39. T=T0a-1(t) l= l0a(t)

40. Varajane Universum Vaatlusandmed reliktkiirguse ja Universumi keemilise koostise kohta õigustavad oluliselt pilti kiirgus- dominantsest kuumast ja tihedast varajasest universumist. Olemas kindlad empiirilised tõendid kui räägime Universumist t > 0.001 s. Baasmikrofüüsika hästi teada.

42. 6.3 Universum peale rekombinatsiooni

43. Universumi struktuuri tekkimine Väikeste alghäirituste kasv tänu gravitatsioonile. Gravitatsioon + gaasidünaamika

44. Universumi struktuuri mudelid 1. Kosmoloogilised parameetrid H0 , WM, WLjne – määravad fooni, mille taustal vaatame häirituste arenemist 2. Häirituste jaotus: r(x, t), v(x,t) Tavaliselt eeldatakse, et alghäiritused Gaussi jaotusega -> siis saab neid üheselt iseloomustada võimsusspektriga - P(k,t) 3. Vahekord massi jaotuse ja galaktikate jaotuse vahel.

45. Tiheduse häirituste Fourier esitus ja häirituste spekter P(k) • Häirituste Fourier esitus d (x) ~ int (dk e-ikx dk) , • kus dk on välja Fourier komponendid, • mida võib esitada kujul • dk = | dk | e –iFk , • kus | dk | on amplituud ja Fk – faas. • Häirituste spekter: P(k) = < | dk |2 >

46. Häirituste arenemine Võime jagada kolmeks ajastuks: • t < 0.001s – väga varajane Universum. Väikeste alghäirituste tekkimine – Pin (k) • 0.001 s < t < 400 tuhat aastat (rekombinatsioonini) Toimub häirituste arenemine - Prec(k,t) ~ Pin (k) T2(k) • Aeg pärast rekombinatsiooni Häiritused arenevad pikka aega lineaarselt P(k,t) = D2(t) Prec(k).

47. Standardmudel - LCDM 1. WM ~ 0.3, WL ~ 0.7,H0 ~ 70 km/s/Mpc Tavaliselt Wk = 0. 2. Alghäiritused on adiabaatilised, Gaussi jaotusega ja Pin (k) ~ kn. DM – külmad osakesed -> Pcdm (k) 3. Galaktikad tekivad ja arenevad tumeda aine halodes

50. N – keha simulatsioonid Häirituste mittelineaarset evolutsiooni uuritakse sageli N-keha simulatsioonide abil, kus vaadatakse N-keha liikumist omaenese gravitatsiooni väljas.