visuma sastāvs un struktūra no kosmoloģisko novērojumu datiem
DESCRIPTION
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 - PowerPoint PPT PresentationTRANSCRIPT
Visuma sastāvs un struktūrano kosmoloģisko novērojumu datiem
Dmitrijs Docenko
(MPA)
ASI, Rīga, 2006. gada 16. februāris
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
Andromēdas galaktikas daļaSubaru teleskops
ASI seminārs, 16.02.06Galaktika – tipiskais izmērs 10 kpc
Andromēdas galaktika
ASI seminārs, 16.02.06
Galaktiku kopa – tipiskais izmērs 0.2-1 Mpc
Perseja galaktiku kopa
ASI seminārs, 16.02.06
ASI seminārs, 16.02.06APM galaktiku apskats
Galaktiku sadalījums ap dienvidu Galaktikas polu
ASI seminārs, 16.02.06Peebles 1993
31000 spožāko 6 cm radioavotusadalījums uz debess sfēras
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
a
az 0
0
0
rHv 0
)1( zczv
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
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+, p+ n+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(-mc2/kTe)=0.22
ASI seminārs, 16.02.06
Kosmoloģiskā kodolsintēze
Deitērija izveidošanas reakcijas n+p D+ paliek līdzsvarā līdz momentam, kad pietiekamo enerģiju fotonu daudzums kļūst pārāk mazs
Tas atbilst T=8108K, t=200 s Neitronu sabrukšanas dēļ (1/2=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+ ; 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
ASI seminārs, 16.02.06
Kosmoloģiskā kodolsintēze
p+n → D+ ; 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
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
Gcl sJ 3
3
4JJ lM
ASI seminārs, 16.02.06
Džinsa masa pirms rekombinācijas
Saskaņā ar starojuma stāvokļa vienādojumu p=c2/3, skaņas ātrums vidē ir
Pielietosim faktu, ka Visumam ir kritiskais blīvums
Atbilstoši Džinsa masa ir Salīdzināsim ar masu iekš horizonta
3/ccs
126)(
Gtt
tG
cM J
33
9
24
tG
cctM H
33
9
2
3
4
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, 16.02.06WMAP
Reliktā starojuma fluktuācijas.To relatīva amplitūda sastāda ap 10-5 (t.i., daži desmiti K)
ASI seminārs, 16.02.06WMAP
Spektru ietekmē vairāki kosmoloģiskie parametri
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)
radzct
ctrec
rec 50/10
ASI seminārs, 16.02.06W. 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, 16.02.06W. 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):
m/s10/2 4 HBs mTkc
13/2 1/ zta
ASI seminārs, 16.02.06
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
ASI seminārs, 16.02.06
Rejonizācija
Pagaidām par detaļām ir zināms ļoti maz Par pēdējām rejonizācijas posmiem var uzzināt no
tā sauktā “Ly meža” (Ly forest)– Kvazāru spektros rodas absorbcijas Ly līnijas, kad tā
starojums iziet caur kādu daļēji neitrālu H mākoni– Dažādiem mākoņiem Ly līnijas atbilst dažādiem
kvazāra spektra apgabaliem sarkanās nobīdes dēļ– Individuālo līniju platums ir lielāks par termisko (104 K
ap 1/20000), kas norāda uz gāzes kustībām
ASI seminārs, 16.02.06
ASI seminārs, 16.02.06
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
MPA,B. Ciardi
Lg(Ta, K)
z=9-14(98-157MHz)
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
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, 16.02.06Mikrolēcošanas novērojumi
ASI seminārs, 16.02.06
Chandra
Galaktiku kopa Abell 2029 rentgena un optiskā diapazonā
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
Gravitācijas lēcas
Šo potenciālu var tieši rekonstruēt, noverojot gravitācijas lēcas efektu– Kāda galaktiku kopa nejauši atrodas starp tālākām
galaktikām un mums– Tās gravitācijas lauks izmaina gaismas staru gaitu– Pēc galaktiku dubultattēliem var noteikt potenciāla formu– Zinot potenciālu, var rekonstruēt arī tālo galaktiku attēlus
ASI seminārs, 16.02.06
ASI seminārs, 16.02.06
ASI seminārs, 16.02.06
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
1a tipa pārnovas
Rodas gandrīz identiskos apstākļos, tāpēc spožums ir gandrīz konstants– Ciešā zvaigžņu dubultsistēmā masa pārplūst no normālās
zvaigznes uz balto punduri– Kad tā masa pārsniedz Čandrasekāra robežu, tas sprāgst
deģenerētās elektronu gāzes spiediens nevar pārvarēt gravitācijas spēku, jo elektronu ātrumi tuvojas gaismas ātrumam
Spožuma atšķirības var tikt empīriski koriģētas
ASI seminārs, 16.02.06 http://www-supernova.lbl.gov
ASI seminārs, 16.02.06 http://www-supernova.lbl.gov
ASI seminārs, 16.02.06
Tumšā enerģija
Ja ticēt pārnovu novērojumiem, tad Visuma izplešanās ir paātrināta
Jāieved jauna Visuma sastāvdaļa, kas to atļautu: tumšā enerģija– Kosmoloģiskā konstante (šobrīd populārākā hipotēze)– Kvintesence– Daudzi citi varianti
Tā fizikālā būtība nav zināma līdz šim
ASI seminārs, 16.02.06
Visuma saturs
Tumšā enerģija – ap 65% Tumšā matērija – ap 30% Barionu matērija – 4%
– Viela starp galaktiku kopām (105-6 K) – 1.5-2%– Karstā starpgalaktiku gāze (ap 107-8 K) – 1.5%– Zvaigznes – 0.5%– Smagie elementi (planētas u.c.) – 0.03%
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
Daži no pēdējiem rezultātiem: aukstoplūsmu problēma
Tā ir zināma jau ap 20 gadiem– Zinot karstās starpgalaktiku gāzes temperatūru un blīvumu, var
izrēķināt atdziešanas laiku– Daudzās galaktiku kopās tuvu centram tas sastāda ap 109 gadu, kas ir
daudz mazāk par tās eksistēšanas laiku– Tāpēc tika izvizīta ideja, ka tur pastāv aukstākās gāzes (105-107K)
plūsma (cooling flow) virzienā uz centrālo kopas galaktiku– Tā tika novērota arī datorsimulācijās– Taču karstās gāzes rentgenstarojuma spektrs nesatur atbilstošo jonu
līnijas. Tas nozīmē, ka tādas gāzes tur nav
ASI seminārs, 16.02.06
Daži no pēdējiem rezultātiem: aukstoplūsmu problēma
Šo problēmu atrisina supermasīvo melno caurumu atpakaļsaite, kas karsē to gāzi– Aukstās plūsmas gāze krīt uz galaktikas centrā esošo
melno caurumu– Ja akrēcija kļūst pārāk ātra, melnais caurums izveido
džetus, kas karsē apkārtējo gāzi un palēnina akrēciju– Vairākās galaktiku kopās ir novēroti tādi izsveistās no
melnā cauruma karstās gāzes “burbuļi”
ASI seminārs, 16.02.06
Perseja galaktiku kopa rentgenstarojumā.Ir redzami vairāki karstās gāzes burbuļi. Chandra
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
Sjunjaeva-Zeļdoviča efekts
Reliktā starojuma fotoniem lidojot caur karsto starpgalaktikas gāzi, notiek to Komptona izkliede
Izkliedes procesā fotonu enerģija aug uz elektronu enerģijas rēķina
Tāpēc reliktā starojuma spektrs atšķirsies no melnā ķermeņa spektra karsto galaktiku kopu virzienā
Interesanti, ka efekts nav atkarīgs no sarkanās nobīdes
http://www-supernova.lbl.gov
ASI seminārs, 16.02.06
ASI seminārs, 16.02.06 AMI
ASI seminārs, 16.02.06
Vairāku galaktiku kopu izmērītie Sunjajeva-Zeļdoviča efekta spektri. Pēc trim punktiem tiek rekonstruētas spektra izmaiņas.
ASI seminārs, 16.02.06
Sjunjaeva-Zeļdoviča efekts
Tuvāko 3-5 gadu laikā ar to palīdzību tiks atklāti desmitiem tūkstošu jaunu galaktiku kopu
Lai efektīvi izmantotu šo informāciju, ir jāizmēra to sarkanā nobīde, izmantojot kādas diskrētas līnijas
Šobrīd tiek plānots to darīt ar orbitālajiem rentgenteleskopiem
Mans darbs ir izpētīt iespējas to darīt no Zemes
ASI seminārs, 16.02.06
Karstā starpgalaktiku gāze
Starpgalaktiku gāzes raksturlielumi– Temperatūra 107-108 K– Elektronu blīvums ap 10-1-10-3 cm-3
Zema blīvuma dēļ gandrīz visi joni ir pamatstāvokļos (tā sauktā koronālā robeža)
Augstas temperatūras dēļ gandrīz visi atomi ir pilnīgi jonizēti (izņēmot dzelzs jonus)
ASI seminārs, 16.02.06Mazzotta et.al., 1998
Fe XXVI
Fe XXV
Fe XXIII
Fe XXIV
Fe XXII
Fe XXI
Fe XX
ASI seminārs, 16.02.06
Churazov et.al., 2003
A426
ASI seminārs, 16.02.06
Starpgalaktiku gāzes spektrāllīnijas
Pārejas starp dažādu n līmeņiem – labi izpētītas, novērotas rentgendiapazonā
Sīkstruktūras pārejas starp zemāka n līmeņiem Divelektronu rekombinācijas līnijas Pamatstāvokļa supersīkstruktūras līnijas
ASI seminārs, 16.02.06
Paldies par uzmanību!