ASTRONOOMIA KEVAD 200 6 MARIO MARS mars@staff.ttu.ee telefon: 55980396

1. ASTRONOOMIA KEVAD 2006 MARIO MARS mars@staff.ttu.ee telefon: 55980396 TALLINNA TÄHETORN

2. UNIVERSUMI ALGUS SUUR PAUK UNIVERSUMI EVOLUTSIOON TULEVIKU UNIVERSUM TALLINNA TÄHETORN

3. Mis oli alguses? • Ei olnud mateeriat • Ei olnud ruumi • Ei olnud aega

4. Kosmoloogia • On teadusharu, mis tegeleb maailma, kõiksuse ehk Universumi ehituse ja evolutsiooniga • Tänapäeval põhineb üldrelatiivsusteooriale • Üldjuhul on mateeria Universumis kõikvõimalike elementaarosaketse ja nende süsteemide segu

5. Mateeria esineb kahes vormis, aine ja kiirgusena • Aineks on elementaarosakesed, mis omades seisumassi võivad eksisteerida paigalseisvatena (neutronid, prootonid, elektronid) • Kiirguskvantidel seisumass puudub, mistõttu saavad nad eksisteerida valguse kiirusel liikudes (footonid, neutrinod) • Mateeria omadus sõltub, tihedusest ja temperatuurist • Temperatuur on kaootilise liikumise määr

6. UniversumimudelSuur Pauk

7. WMAP kaart WMAP sateliidi mõõtetulemused aastal 2003

8. Kosmiline foonkiirgus Universumi varajasel etapil oli temperatuur nii suur, et kogu mateeria oli täielikult ioniseeritud. Footonid hajutasid kõiki vabasid elektrone ning elektronid põrkusid ioonidega. Mateeria ja kiirgus olid tasakaalulises olekus. Neutraalne vesinik sai tekkida temperatuuril ~3000K, mis ajaliselt juhtus umbes ½ millionit aastat hiljem Suurest Paugust. Selles punktis vabadel elektronide arv kahanes tohutult ja footonid said läbida mateeriat:

9. Cosmic Background Explorer (COBE) 1992

10. CMB Spekter(CoBE)

12. Inflatsiooniline etapp • 1)Universumi vanus on 10e-43 (on nn Planck aeg). • Arvatakse, et sel ajal tekkisid nii aeg kui ka ruum. On levinud arvamus, et seda ajastut kirjeldab kvantgravitatsioon (vastav teooria veel puudub), st aeg-ruumi geomeetrilised omadused võivad muutuda hüppeliselt. Millised olid siis füüsikalised seaduspärasused, seda ei teata.

13. 2)Universumi vanus on 10e-42...10e-34. • Oletatakse, et epohhi alguses valitses üks universaalne vastastikmõju, nn Supergravitatsioon, milles potensiaalselt sisalduvad kõik tänapäeval tuntud fundamentaalsed interaktsioonid (gravitatsiooniline, tugev, nõrk ja elektromagnetiline interaktsioon). • Universumis võis temperatuur olla kõrgem kui 10e27K. Võib väita, et nii kõrgel temperatuuril puudusid tuumaosakesed (prootonid, neutronid). Põhilised osakesed, mis võisid esineda on neutriinod ja teised leptonid, vabad kvargid, footonid ja võib olla ka mõned seni avastamata osakesed.

14. 3)Universumi vanus on 10e-34 ... 10e-10. • Temperatuur on kõrgem kui 10e15K. Universumis oleva ultrarelativistliku plasma koostis on sarnane sellega, mis oli eelmises epohhis. Selle perioodi alguses tekib aine ja antiaine asümmeetria – kvarke ja leptoneid on ühe miljardiku võrra rohkem kui antikvarke ja antileptoneid. Universumi jahtudes laguneb sellel epohhil Suur Ühendus elektronõrgaks vastastikmõjuks ja tugevaks (värvi) vastastikmõjuks.

15. 4)Universumi vanus on 10e-10 ... 10e-6 . • Hadronite staadium. Temperatuur on kõrgem kui 10e13K ja ainetihedus on suurem aatomituuma tihedusest. Sel etapil ühinevad kvargid prootoniteks, neutroniteks ja teisteks barüonideks. Tekivad ka vastavad antiosakesed. Etapi lõpus annhileeruvad (barüonid ja antibarüonid) osakesed ja antiosakesed. Kuna barüone on veidi rohkem kui antibarüone (üks miljardik osa), siis säilib suhteliselt väike osa barüonidest. Sel perioodil on umbes 300 erinevat liiki osakest.

16. 5)Leptonite staadium: 10e-6 ...10. • Temperatuur on vahemikus 10e13...50e9. Universumit täitvas kiirguse ja osakeste segus domineerivad leptonid (elektronid ja positronid, neutriinod, antineutriinod jms) ja footonid. Elektronide veidi suurema arvukuse tõttu (elektrone on üks miljardik osa rohkem kui positrone) jääb järele prootonitega võrdne arv elektrone. Sel ajal on neutriinode ja antineutriinode vaba tee keskmine pikkus Universumi väiksema temperatuuri ja tiheduse tõttu sedavõrd suurenenud, et nad ei ole enam teiste osakestega soojustasakaalus, vaid käituvad vabade osakestena. Ka tänapäeval on Universum täidetud sellest perioodist vaba rändu alustanud relikt-neutriinodega. Leptonite staadiumi lõpus hakkavad toimuma esimesed termotuumareaktsioonid.

17. 6)Heeliumi ja deuteeriumi tuumade süntees: 10-100sek. • Universumis domineerivad footonid ja neutriinod. Väga väike osa (üks miljardik) on prootoneid, elektrone ja neutroneid. Kuna neutriinod rändavad vabalt ja ei osale oluliselt soojusliku tasakaalu säilitamisel, siis Universumi temperatuuri all mõistame footonitele vastavat absoluutselt musta keha temperatuuri. Temperatuur on kõrgem kui 50e8K ja tihedus on langenud umbes kümnekordse veetiheduseni. Sel etapil moodustuvad vesinikust raskemate aatomite stabiilsed tuumad. Põhiliselt tekivad heeliumi ja deuteeriumi tuumad. Etapi lõpus on kõigist aatomi tuumadest umbes 27% heeliumi tuumad ja 73% vesiniku tuumad (prootonid). Saja sekundi möödudes on Universumi tihedus niivõrd väike ja temperatuur juba nii madal, et edasisi tuumareaktsioone ei saa enam toimuda.

18. 7)Kiirgusdominantne Universum: 10e2...10e13sek. • Kuna Universumi paisudes footonite energiatihedus kahaneb kiiremini kui tavaaine energiatihedus, siis ligikaudu 300000 aastat peale Universumi sündi (temperatuur oli umbes 4000 K) toimus üleminek kiirgusdominantselt ajastult praegusele, ainedominantsele ajastule, millal Universumi peamine energia on koondunud tuumaosakeste massi. Umbes 200000 aastat peale Universumi sündi oli temperatuur langenud 3600 K. Peale seda sai võimalikuks stabiilsete elektriliselt neutraalsete aatomite tekkimine – osakeste vahelised põrked ei rebinud enam elektrone aatomitest välja. Siiani Universumis sisaldunud elektriliselt laetud osakestest koosnev plasma, muutus kiiresti neutraalseks keskkonnaks, kus footonid said vabalt levida. Keskkonna muutumine kiirgusele läbipaistvaks põhjustas termodünaamilise tasakaalu kadumise aine ja footonite vahel. Need footonid moodustavadki reliktkiirguse.

20. Universum • Fundamentaaljõud • Gravitatsiooniline vastasmõju • Elektromagnetiline vastasmõju • Nõrk interaksioon • Tugev interaksioon

21. Universum • Fundamentaaljõud Vastasmõju Kandja Mõjuala • G graviton Lõpmatu • EM footonid Lõpmatu • Nõrk bosonid Lühike • Tugev gluuonid Lühike

24. Hubble constant graph

26. Võimalikud Universumi tsenaariumid

27. Universumi kokkutõmbumine • Gravitatsioonijõud aeglustab pidevalt galaktikate eemaldumist • Vajalik kollapseerumise tihedus on 4.5 x 10-30 g/cm3 • Vaadeldava aine tihedus on umbes 3 x 10-31 g/cm3

28. Ainejaotus Universumis • tähed ~0.5% • neutriinod ~0.3–10% • tavaaine ~5% • tumeaine ~30% • tumeenergia ~65% • antiaine 0%

29. Tume aine • Tumedat ainet on 10x korda rohkem nähtavast • Universumi tihedus on lähedane kriitilisele

30. Possible forms of dark matter

31. Kokkutõmbumine

33. Inflatsioon

34. Paisumine “Some say the world will end in fire, others say in ice.” Robert Frost