Visuma sastāvs un struktūra no kosmoloģisko novērojumu datiem

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


Andromēdas galaktikas daļaSubaru teleskops

ASI seminārs, 16.02.06Galaktika – tipiskais izmērs 10 kpc

Andromēdas galaktika


Galaktiku kopa – tipiskais izmērs 0.2-1 Mpc

Perseja galaktiku kopa

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


Viendabīgs Visums

Metagalaktikas izmērs ir 4000 Mpc Visums kļūst viendabīgs mērogos ap 200 Mpc Tātad, Metagalaktikā ir vairāki tūkstoši “vienādu”

apgabalu


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


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


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


Saturs





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



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



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



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


Saturs





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


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


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


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


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


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


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


Saturs





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


ap 0.1% H


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)


MPA,B. Ciardi

Lg(Ta, K)

z=9-14(98-157MHz)


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


Saturs





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.


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


Chandra

Galaktiku kopa Abell 2029 rentgena un optiskā diapazonā


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


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


Saturs





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


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


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%


Saturs





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


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”


Perseja galaktiku kopa rentgenstarojumā.Ir redzami vairāki karstās gāzes burbuļi. Chandra


Saturs





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 AMI


Vairāku galaktiku kopu izmērītie Sunjajeva-Zeļdoviča efekta spektri. Pēc trim punktiem tiek rekonstruētas spektra izmaiņas.


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


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


Churazov et.al., 2003

A426


Starpgalaktiku gāzes spektrāllīnijas

Pārejas starp dažādu n līmeņiem – labi izpētītas, novērotas rentgendiapazonā

Sīkstruktūras pārejas starp zemāka n līmeņiem Divelektronu rekombinācijas līnijas Pamatstāvokļa supersīkstruktūras līnijas


Paldies par uzmanību!

Visuma sastāvs un struktūra no kosmoloģisko novērojumu datiem

Documents

Transcript of Visuma sastāvs un struktūra no kosmoloģisko novērojumu datiem