Visuma sastāvs un struktūra no kosmoloģisko novērojumu datiem

1. Visuma sastāvs un struktūrano kosmoloģisko novērojumu datiem Dmitrijs Docenko (MPA) ASI, Rīga, 2006. gada 16. februāris

2. 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

3. Andromēdas galaktikas daļa Subaru teleskops ASI seminārs, 16.02.06

4. Andromēdas galaktika Galaktika – tipiskais izmērs 10 kpc ASI seminārs, 16.02.06

5. Galaktiku kopa – tipiskais izmērs 0.2-1 Mpc ASI seminārs, 16.02.06 Perseja galaktiku kopa

6. ASI seminārs, 16.02.06

7. Galaktiku sadalījums ap dienvidu Galaktikas polu APM galaktiku apskats ASI seminārs, 16.02.06

8. 31000 spožāko 6 cm radioavotu sadalījums uz debess sfēras Peebles 1993 ASI seminārs, 16.02.06

9. 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

10. 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

11. 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

12. 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

13. ASI seminārs, 16.02.06

14. 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

15. Kosmoloģiskā kodolsintēze • Sākumā protoni un neitroni atradās termodinamiskā līdzsvarā:p+e- n+n, p+nn+e+ • Vājas mijiedarbības ātrums strauji samazinās ar temperatūru (kā T-5) un kļūst mazāks par Visuma izplēšanas ātrumu, kad T=1.41010K • Tajā laikā (ap 1 s) neitronu un protonu skaita attiecība ir nn/np=exp(-Dmc2/kTe)=0.22 ASI seminārs, 16.02.06

16. Kosmoloģiskā kodolsintēze • Deitērija izveidošanas reakcijas n+p D+gpaliek līdzsvarā līdz momentam, kad pietiekamo enerģiju fotonu daudzums kļūst pārāk mazs • Tas atbilst T=8108K, 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

17. 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

18. ASI seminārs, 16.02.06

19. 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)=40.16/(1+4 0.16)=0.25, kas labi saskan ar novērojumiem • Elementu daudzums ir atkarīgs no barionu blīvuma ASI seminārs, 16.02.06

20. ASI seminārs, 16.02.06

21. 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

22. 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

23. 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

24. 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

25. 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

26. Reliktā starojuma fluktuācijas. To relatīva amplitūda sastāda ap 10-5 (t.i., daži desmiti mK) WMAP ASI seminārs, 16.02.06

27. Spektru ietekmē vairāki kosmoloģiskie parametri WMAP ASI seminārs, 16.02.06

28. 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

29. W. Hu ASI seminārs, 16.02.06

30. 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

31. W. Hu ASI seminārs, 16.02.06

32. 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

33. ASI seminārs, 16.02.06

34. 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

35. ASI seminārs, 16.02.06

36. 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

37. ASI seminārs, 16.02.06

38. ASI seminārs, 16.02.06

39. ap 0.1% H ASI seminārs, 16.02.06

40. 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

41. z=9-14 (98-157 MHz) Lg(Ta, K) MPA, B. Ciardi ASI seminārs, 16.02.06

42. 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

43. MPA ASI seminārs, 16.02.06

44. ASI seminārs, 16.02.06

45. 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

46. 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

47. 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

48. Mikrolēcošanas novērojumi ASI seminārs, 16.02.06

49. Galaktiku kopa Abell 2029 rentgena un optiskā diapazonā Chandra ASI seminārs, 16.02.06

50. 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