'

Введение в космологию

Понравилась презентация – покажи это...





Слайд 0

Введение в космологию Наука о возникновении и развитии Вселенной Дмитрий Доценко dima@latnet.lv 2003


Слайд 1

Литература S. Hokings, Isi par laika vesturi, 1997, “Madris” http://www.astr.ua.edu/keel/galaxies Физика космоса: Маленькая энциклопедия, 1984 Дж. Силк, Большой Взрыв, 1982 С. Вейнберг, Первые три минуты, 1980 П. Девис, Суперсила, 1980 E.L. Wright, Lecture Notes, 1997-2002, http://www.astro.ucla.edu/~wright/ J.V. Narlikar, An Introduction to Cosmology, 2002


Слайд 2

План лекций Внегалактическая астрономия Космологические модели Теория Большого Взрыва (Эра Планка и инфляция) Теория Большого Взрыва (от эры кварков до конца существования Вселенной)


Слайд 3

1 лекция Внегалактическая астрономия Исторический обзор Классификация галактик Активные галактики Скопления галактик и крупномасштабная структура Шкала расстояний


Слайд 4

1 лекция Внегалактическая астрономия Исторический обзор Классификация галактик Активные галактики Скопления галактик и крупномасштабная структура Шкала расстояний


Слайд 5

Введение Космология настолько жа далека от астрономии, насколько астрономия, являясь разделом физики, далека от физики. Причина этого – совершенно иные внешние условия, происходящие процессы, характерные температуры и плотности. Для того, чтобы понять специфику космологии и ввести необходимую терминологию, рассмотрим развитие космологии как науки.


Слайд 6

Характерные величины


Слайд 7

Первые идеи космологии Исторически первый был сформулиро-ван парадокс Ольберса (1744 г., Шезо) Также была сформулирована гипотеза «островов – вселенных» (1755 г., Кант) Оба этих вопроса было невозможно решить с помощью техники тех времен. Они были решены лишь в начале 20 века.


Слайд 8

Парадокс Ольберса Другое название – фотометрический парадокс Его сформулировал в 1744 году Ж. Шезо (Швейцария) и в 1826 году Г. Ольберс (Германия) Парадокс – очевидное противоречие теории и данных наблюдений Верен для бесконечной и статичной вселенной


Слайд 9

Парадокс Ольберса Видимая поверхностная яркость объекта: Поток света от объекта ? на единицу повер-хности dS с единицы пространственного угла d?.


Слайд 10

Парадокс Ольберса Видимая поверхностная яркость не зависит от расстояния до объекта!


Слайд 11

Парадокс Ольберса Если Вселенная бесконечна и статична, то луч, направленный в любом направлении, рано или поздно пересечет какую-нибудь звезду Поэтому яркость всего неба должна быть такой же, как у Солнца Это не так!


Слайд 12

Парадокс Ольберса Есть два пути решения противоречия: У Вселенной есть граница, за которой нет светящегося вещества Свет далеких звезд невидим Верны оба этих решения: Из-за конечного возраста Вселенной существует горизонт видимости У света далеких звезд есть сдвиг длин волн, вызванный расширением пространства


Слайд 13

Галактики и Вселенная В 1755 году Иммануил Кант предложил гипотезу о том, что некоторые туманные объекты, видимые в телескоп, являются «островами – вселенными», отделенными от нашей звездной системы огромными пустотами В 1845 году Уильям Парсон с помощья своего 72-х дюймового телескопа обнаружил, что у некоторых таких «туманностей» видна спиральная структура и принял точку зрения Канта. Однако в то время не было экспериментальных фактов, которые могли бы подвердить эту гипотезу


Слайд 14

Галактики и Вселенная Эдвин Хаббл (1889 – 1953) Решил столетний спор о том, является ли Вселенная и Галактика одним и тем же


Слайд 15

Туманность Андромеды 24 августа 1925 года Э. Хаббл наблюдал туманность Андромеды на 100-дюймовом телескопе обсерватории Маунт-Вильсон (США). Увидел отдельные звезды (было сделано и раньше) По цефеидам определил расстояние! «Туманность» оказалась другой огромной галактикой!


Слайд 16

Туманность Андромеды


Слайд 17

Туманность Андромеды


Слайд 18

Туманность Андромеды


Слайд 19

1 лекция Внегалактическая астрономия Исторический обзор Классификация галактик Активные галактики Скопления галактик и крупномасштабная структура Шкала расстояний


Слайд 20

Мир галактик Исследовав особенности строения более 1000 разных галактик, Хаббл разделил их в четыре основные класса: Эллиптические (E – elliptical) Линзообразные (S0 – lenticular) Спиральные – обычные (S – spiral) и пересечённые (SB – spiral barred) Неправильные (Ir – irregular)


Слайд 21

Мир галактик Подклассы галактик Эллиптические: от E0 до E7 по вытянусти 10 (a – b) / a (влияют эффекты проекции) Спиральные: Sa, Sb, Sc (SBa, SBb, SBc) Размеры ядра (Sa – большое, Sc – очень малое) Раствор спирали (Sa – плотная, Sc – открытая) Разделение ветвей на отдельные звезды-сверхгиганты и районы HII (Sa – однородные ветви, Sc – клочковатые ветви)


Слайд 22

Мир галактик Диаграмма галактик Хаббла


Слайд 23

Мир галактик Эллиптические галактики E0 (M87) E5 (M107)


Слайд 24

Мир галактик S0 – Линзообразные галактики M104 M86


Слайд 25

Мир галактик Спиральные галактики Sa (M94) Sc (M101)


Слайд 26

Мир галактик Пересеченные спиральные галактики SBb (NGC1300) SBa (NGC2523)


Слайд 27

Мир галактик Неправильные галактики Irr1 (LMC) Irr2 (M82)


Слайд 28

Мир галактик


Слайд 29

Мир галактик


Слайд 30

Мир галактик


Слайд 31

Мир галактик Диаграмма Хаббла не является эволюционной последовательностью, т.к. возраст галактик всех типов составляет от 12 до 13 млрд. лет. Но она характеризует степень эволюции галактики В эллиптических галактиках звезды образовались давно, истощив запасы газа, а в спиральных галактиках процессы звездообразования происходят и сейчас. Причина – разные условия возникновения и вращения прото-галактики


Слайд 32

Мир галактик Вращение. Вращающееся газовое облако сжимается медленнее и образует плоскую дискообразную структуру. Процессы звездообразования продолжаются многие миллиарды лет. Невращающееся облако сжимается намного быстрее и сильнее, в результате чего протогалактический газ быстро собирается в звезды (за несколько миллиардов лет).


Слайд 33

Мир галактик Окружение. При столкновениях галактик газовые облака в них сильно сжимаются, из-за чего происходят всплески звездообразования. При объединении галактик теряется угловой момент и образуется эллиптическая галактика.


Слайд 34

Эллиптические галактики Нет магроскопического вращения – звёзды движутся как по почти радиальным орбитам, так и по круговым.


Слайд 35

Спиральные галактики Состоят из трёх выраженных частей – диска, ценрального уплотнения (также называемого ядром или балджем) и гало. Диск (звезды, газовые облака) вращается макроскопически – орбиты звезд почти круговые.


Слайд 36

Спиральные галактики Кривые вращения (зависимость скорости вращения звезд от расстояния до центра галактики) отличаются от теоретически рассчитанных! Наблюдаемой массы слишком мало для того, чтобы вызвать наблюдаемое быстрое вращение звезд галактики. Vзв=vGM/Rзв, где M – часть массы галактики, находящаяся ближе к центру галактики, чем данная звезда


Слайд 37

Спиральные галактики Кривая вращения нашей Галактики


Слайд 38

Спиральные галактики Предложено два пути решения этой проблемы: Тёмная материя – вещество, не входящее в звёзды, газ или пыль, однако обладающее существенной массой. Модифицированная Ньтоновская динамика – немного измененный закон притяжения, причем так, чтобы наблюдаемые кривые совпали с теоретически ожидаемыми. Данные наблюдений исключают второй вариант.


Слайд 39

1 лекция Внегалактическая астрономия Исторический обзор Классификация галактик Активные галактики Скопления галактик и крупномасштабная структура Шкала расстояний


Слайд 40

Активные галактики Активными называют галактики, в ядрах которых происходят процессы с огромным энерговыделением (составляют 1-2% от всех). Радиогалактики Сейфертовские галактики Квазары Блазары Видим прошлое – те стадии эволюции, которые для близких галактик уже завершились.


Слайд 41

Активные галактики Причина активности – сверхмассивная черная дыра (ЧД) в ядре галактики. Чем моложе галактика, тем больше материи падает в черную дыру, и тем больше активное ядро излучает. Итак, мы видим излучение, но не от самой черной дыры, а от той материи, которая почти туда упала.


Слайд 42


Слайд 43

Активные галактики Почему же падающая материя излучает? Тепловое излучение – при падении это вещество ускоряется, нагревается (до Т~107К), и в результате столкновений начинает излучать. Синхротронное излучение (см. далее) Сверхкритическая аккреция – выброс материи с полюсов вращающейся ЧД при слишком быстром ее падении


Слайд 44

Активные галактики Ядро активной галактики NGC 4261


Слайд 45

Радиогалактики Мощность излучения радиоволн сравнима с мощностью излучения в оптическом диапазоне (1035 – 1037 Дж/с), что нельзя объяснить процессами рождения и смерти звезд. Радиоизлучение в основном идет от двух областей, между которых находится сама галактика. У многих видны тонкие струи, идущие из ядра галактики к этим областям.


Слайд 46


Слайд 47

Радиогалактики Синхротронное радиоизлучение этих галактик образуется релятивистскими электронами при движении в магнитных полях галактики и межгалактической среды. Электроны были ускорены вблизи активного ядра сильным магнитным полем сверхмассивной черной дыры.


Слайд 48

Сейфертовские галактики В ядре галактики наблюдаются яркие и сильно расширенные (из-за быстрого движения газа) спектральные линии излучения. Высокая степень ионизации этого газа не может быть вызвана звездами галактики. Часто видно и само звездообразное ядро. Ядро излучает как в рентгеновском (до 100 кэВ), так и в радио-диапазоне. Преобладает тепловой спектр. Яркость переменная.


Слайд 49

Сейфертовские галактики NGC 5548 (Seiferta) NGC 3277


Слайд 50

Квазары Ядро галактики многократно превосходит по яркости все звезды галактики. Квазары – самые яркие объекты во Вселенной (1040 Дж/с). Находятся очень далеко – на расстояниях до 10 миллиардов световых дет Излучают гамма-излучение до 100 МэВ (некоторые – даже до 1 ТэВ) Только у некоторых была обнаружена содержащая это ядро галактика.


Слайд 51

Квазары


Слайд 52

Блазары Интесивность переменная с коротким периодом – от минут до дней. Отсюда следует, что размер источника мал (порядка размера Солнечной системы). В спектре нет спектральных линий от радиоволн до гамма-лучей. Скорее всего, они наблюдаются, когда струя, исходящая из активного ядра, направлена на нас.


Слайд 53


Слайд 54

1 лекция Внегалактическая астрономия Исторический обзор Классификация галактик Активные галактики Скопления галактик и крупномасштабная структура Шкала расстояний


Слайд 55

Скопления галактик и крупномасштабная структура Скопления галактик - классификация Масса скоплений галактик Взаимодействие галактик Межгалактический газ Крупномасштабная структура Космологический принцип Тёемная материя


Слайд 56


Слайд 57

Скопления галактик Скопление в созвездии Волос Вероники Скопление в созвездии Гидры


Слайд 58

Скопления галактик Местная группа глактик


Слайд 59

Скопления галактик Малые скопления (от 3 до десятков галактик) называют группами галактик. Наша Галактика принадлежит Местной Группе. Большие скопления (от десятков до тысяч галактик) так и называют – скоплениями галактик. К нам близки скопления в созвездиях Девы и Волос Вероники. Ещё большие сколления называются сверх-скоплениями галактик. В наше сверхскопление входит около 20 тысяч галактик.


Слайд 60

Скопления галактик Причина объединения галактик – гравитационная нестабильность При взаимном пртяжении многих тел сама собой образуется «скопление» этих тел В основном скопления галактик находятся в динамическом равновесии – кинетичес-кая энергия движения отдельных галактик не позволяет скоплению сжаться


Слайд 61

Масса скоплений галактик По сдвигу спектральных линий отдельных галактик из-за эффекта Допплера можно рассчитать разброс их скоростей вокруг центра масс скопления Koma


Слайд 62

Масса скоплений галактик Из этого разброса скоростей можно оценить массу скопления. Действительно, согласно теореме о вириале в случае динамического равновесия выполняется отношение: U = - 2 T, где U и T есть соответственно потенциальная и кинетическая энергии системы (усредненные по времени). Считаем, что по порядку величины потенциальная энергия равна: U = - G M / R где M – масса и R – размер скопления галактик


Слайд 63

Масса скоплений галактик А кинетическая энергия скопления по порядку величины равна T = M <v2> / 2 где <v2> - усредненный по галактикая квадрат их скоростей относительно центра масс скопления. Отсюда получим динамическую оценку массы скопления галактик: M = <v2> R / G


Слайд 64

Масса скоплений галактик Существует и другой способ оценки – масса скопления есть сумма масс отдельных галактик Этот способ дает существенно меньшие результаты (в 10-100 раз), так как в нем не учитываются Масса межгалактического газа и Масса межгалактической темной материи


Слайд 65

Взаимодействие галактик При движении в пределах скопления галактики могут столкнуться или пройти сквозь друг друга В результате взаимодействия резко ускоряются процессы звездообразования Форма галактик искажается Некоторые галактики теряют момент импульса и сливаются с центральной элииптической галактикой скопления, содержащей обычно 1-10% от массы всех галактик


Слайд 66


Слайд 67

Межгалактический газ Все скопления галактик являются источниками рентгеновского излучения. Это излучение горячего (температурой 30 – 100 млн К) межгалактического газа. Тормозное излучение – свободно-свободные переходы Рекомбинационное излучение – образование атомов Плотность газа – около 10-3 частиц в см3


Слайд 68

NGC 2300 Оптический и рентгеновский снимки скопления


Слайд 69

Крупномасштабная структура Cкопления галактик в пространстве образуют крупномасштабную ячеистую структуру. Между скоплениями (0D), “струнами” (1D) и стенами (2D) галактик находятся огромные пустоты Ячейки нерегулярны, поскольку они образовались в результате случайных процессов


Слайд 70

Крупномасштабная структура Наблюдаемая крупномасштабная структура галактик. Расстояние оценено по закону Хаббла.


Слайд 71

Картина крупномасштабной структуры, полученная из космологических компьютерных симуляций


Слайд 72

Крупномасштабная структура Наши наблюдения: Проводя наблюдения в разных направлениях, мы видим примерно одну и ту же картину Похожи как крупномасштабная структура, так и свойства реликтового излучения. Наши выводы: Вселенная изотропна (в больших масштабах) Вселенная однородна (в больших масштабах)


Слайд 73

Крупномасштабная структура Вселенная обнородна в больших масшта-бах, но неоднородна в малых


Слайд 74

Космологический принцип Для всех наблюдателей Вселенная выглядит одинаково, независимо от их места наблюдения, или Мы не находимся в особом месте Вселенной (Эдвард Артур Милн, 1935) Этот космологический принцип является главной аксиомой физической космологии


Слайд 75

Тёмная материя С разных сторон нам приходят указания о том, что существует какая-то невидимая нам материя: Кривые вращения спиральных галактик Разброс скоростей галактик в скоплениях Высокая температура межгалактического газа Впервые эта проблема была замечена еще в 1933 году (Фриц Цвики), однако до конца она не решена до сих пор


Слайд 76

Тёмная материя Возможные формы существования MACHO (Massive Astrophysical Compact Halo Objects) – массивные несветящиеся тела Черные дыры массой от 1 до 1000 МСолнца Коричневые и черные карлики – очень слабосветящиеся звёзды Однако по данным наблюдений их слишком мало для того, чтобы составлять значительную часть тёмной метерии


Слайд 77

Тёмная материя Возможные формы существования Неизвестные элементарные частицы Реликтовые нейтрино – слишком маленькая масса WIMP (Weakly Interacting Massive Particle) – очень массивные неизвестные частицы. К примеру, нейтралино – самая легкая супер-симметричная частица Аксионы – легкие неизвестные частицы, необходимые в теории поля


Слайд 78

1 лекция Внегалактическая астрономия Исторический обзор Классификация галактик Активные галактики Скопления галактик и крупномасштабная структура Шкала расстояний


Слайд 79

Шкала расстояний Как определяют расстояния в космологии? До близких галактик – по цефеидам До далеких галактик – по соотношению Талли-Фишера До далеких галактик – по сверхновым До скоплений галактик – по закону Хаббла


Слайд 80

Шкала расстояний Как определяют расстояния в космологии? До близких галактик – по цефеидам До далеких галактик – по соотношению Талли-Фишера До далеких галактик – по сверхновым До скоплений галактик – по закону Хаббла


Слайд 81

Шкала расстояний Для цефеид (класса переменных звезд - сверхгигантов) эмпирически найдено соотношение между абсолютной яркостью и периодом переменности


Слайд 82

Шкала расстояний Как определяют расстояния в космологии? До близких галактик – по цефеидам До далеких галактик – по соотношению Талли-Фишера До далеких галактик – по сверхновым До скоплений галактик – по закону Хаббла


Слайд 83

Шкала расстояний Цефеиды можно различить в близких галактиках По ним градуируют соотношение Талли-Фишера (1977 г.) для спиральных галактик, связывающее их яркость со скоростью вращения MB= -7.48 (logWR - 2.50) - 19.55 Скорость вращения характеризуют шириной линии водорода 21 см (из-за эффекта Допплера) Причина – иассивные галактики вращаются быстрее


Слайд 84

Шкала расстояний Для эллиптических галактик существует похожее соотношение Фабера-Джексона между абсолютной яркостью и ширинами линий поглощения, переведёнными в км/с по фомуле эффекта Допплера Обе зависимости эмпирические и статистические (а не функциональные)


Слайд 85

Шкала расстояний Как определяют расстояния в космологии? До близких галактик – по цефеидам До далеких галактик – по соотношению Талли-Фишера До далеких галактик – по сверхновым До скоплений галактик – по закону Хаббла


Слайд 86

Шкала расстояний Оказывается, что у сверхновых типа 1а абсолютная яркость в максимуме интенсивности почти постоянна. Наблюдая изменение звездной величины сверхновой во времени, находят максимум и из видимого блеска – расстояние Конечно, остается неясным, была ли у древних сверхновых такая же яркость, как у недавних. Предположим, что эффектов эволюции нет


Слайд 87


Слайд 88

Шкала расстояний Как определяют расстояния в космологии? До близких галактик – по цефеидам До далеких галактик – по соотношению Талли-Фишера До далеких галактик – по сверхновым До скоплений галактик – по закону Хаббла


Слайд 89

Закон Хаббла С 1912 по 1925 год В.М. Слайфер измерил сдиги длин волн в спектрах более 20 объектов, позднее классифицированных как галактики Он был удивлён тем, что почти у всех этих объектов сдвиги длин волн были в красную сторону В.М. Слайфер


Слайд 90

Закон Хаббла Позже Эдвин Хаббл и Мильтон Хьюмасон пронаблюдали много больше галактик Они обнаружили линейную зависимость этого красного смещения от яркости галактик Предполагая, что все галактики одинаковой яркости, это зависимость от расстояния до галактики


Слайд 91

Закон Хаббла Э. Хаббл (1936): H0 = 536 км/с/Мпк 1 Мпк = 3.086 1022 м WMAP (2003): H0 = 71±4 км/с/Мпк


Слайд 92

Закон Хаббла В отличие от предыдущих методик определения расстояния, из сказанного не ясна физическая причина этого закона Хаббла Однако именно он является одним из основ физической космологии Поэтому рассмотрим его подробнее... на следующей лекции


Слайд 93

Перерыв!


×

HTML:





Ссылка: