Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Ewolucja Wszechświata Wykład 6. Era dominacji promieniowania Po zakończeniu nukleosyntezy zawartość Wszechświata jest następująca: Jądra 2 H, 3 He, 7.

Podobne prezentacje


Prezentacja na temat: "Ewolucja Wszechświata Wykład 6. Era dominacji promieniowania Po zakończeniu nukleosyntezy zawartość Wszechświata jest następująca: Jądra 2 H, 3 He, 7."— Zapis prezentacji:

1 Ewolucja Wszechświata Wykład 6

2 Era dominacji promieniowania Po zakończeniu nukleosyntezy zawartość Wszechświata jest następująca: Jądra 2 H, 3 He, 7 Li (śladowe ilości) Większość energii Wszechświata to energia fotonów Fotony Neutrina (tem. o 40% niższa od tem. fotonów) Elektrony (1 na miliard fotonów) Protony (1 na miliard fotonów) Jądra helu (23% masy protonów)

3 Era dominacji promieniowania Przez ok. 300 tys. lat materia i promieniowanie są w równowadze termodynamicznej (temperatura promieniowania równa jest temperaturze materii). Na skutek zderzeń z elektronami droga swobodna fotonów jest bardzo mała. Wszechświat jest nieprzezroczysty dla promieniowania Ciało doskonale czarne Fotony w zderzeniach wymieniają enerię ze swobodnymi elektronami.

4 Promieniowanie ciała doskonale czarnego Ciało doskonale czarne – ciało, które absorbuje całe padające na nie promieniowanie bez względu na częstotliwość. Rozkład Plancka określa energię du promieniowania na jednostkę objętości w zakresie długości fal od do +d Gdzie: T – temperatura, k – stała Boltzmanna (1, J/K), c – prędkość światła, h – stała Plancka (6, J s),

5 Promieniowanie ciała doskonale czarnego (m) Gęstość energii Widmo promieniowania ciała doskonale czarnego o różnych temperaturach. T = 1000K T = 800K T = 600K max

6 Promieniowanie ciała doskonale czarnego Całkowita gęstość energii promieniowania ciała doskonale czarnego: Prawo Stefana-Boltzmanna Energia fotonu: Liczba fotonów dN w jednostce objętości w zakresie długości fal od do +d wynosi:

7 Promieniowanie ciała doskonale czarnego Całkowita liczba fotonów na jednostkę objętości wynosi: A średnia energia fotonu: Ze spadkiem temperatury maleje średnia energia fotonów.

8 Era dominacji promieniowania Gęstość energii promieniowania: Szacowana z obserwacji gęstość materii barionowej: u b g/cm 3 Obecna wartość (T = 2,73 K): u g/cm 3 (prawie jeden atom na m 3 ). Obecnie materia dominuje nad promieniowaniem i decyduje o geometrii i tempie ekspansji.

9 Era dominacji promieniowania Gęstość materii barionowej maleje w trakcie ekspansji R(t) jak: Jak zmienia się w czasie gęstość promieniowania? Przyjmujemy adiabatyczne rozszerzanie się Wszechświata. I zasady termodynamiki dla gazu fotonowego : Gdzie: R(t) - czynnik skali – mierzy średnie oddalenie dwóch punktów

10 Era dominacji promieniowania I zasady termodynamiki dla gazu fotonowego : albo

11 Era dominacji promieniowania Gęstość promieniowaniaGęstość materii barionowej Stosunek gęstości materii barionowej do gęstości promieniowania zmienia się wraz z rozmiarem Wszechświata: Obecnie wynosi 10 4, kiedy Wszechświat był 10 4 razy mniejszy u b i u były równe Do tej chwili trwała era dominacji promieniowania

12 Era dominacji promieniowania Trwa kilka tysięcy lat, gdy w trakcie ekspansji temperatura spadnie do około K. Era dominacji promieniowania – gęstość energii promieniowania jest większa niż gęstość materii barionowej (u γ > u b ) Rozpoczyna się, gdy wiek Wszechświata wynosi kilkanaście minut (od Wielkiego Wybuchu) przy temperaturze T 10 9 K

13 Rozseparowanie materii i promieniowania lat Temperatura 3000 K Protony i jądra przyłączają elektrony (rekombinacja) – tworzą się atomy. Promieniowanie nie jest w stanie istotnie oddziaływać z materią nie jest w stanie w efektywny sposób jonizować i wzbudzać atomów. Od tej chwili temperatura promieniowania maleje wraz z ekspansją Wszechświata: Obecna wartość T = 2,73 K Materia nie ma wpływu na promieniowanie - promieniowanie reliktowe

14

15 Promieniowanie reliktowe Energia fotonu: Średnia energia fotonu zależy od temperatury: Średnia energia fotonu maleje wraz z temperaturą Długość fali fotonu rośnie temperatura 2,73 K3000 K

16 Promieniowanie reliktowe W 1964 r. Arno Penzias i Robert Wilson odkryli promieniowanie tła r. sonda kosmiczna COBE 2001 r. sonda kosmiczna WMAP (Wilkinson Microwave Anizotropy Probe) Widmo promieniowania tła zgadza się z widmem promieniowania ciała doskonale czarnego. Wyniki COBE T = (2,725 0,002) K

17 Promieniowanie reliktowe

18 Eksperyment WMAP Sonda kosmiczna wystrzelona roku Pomiar promieniowania mikrofalowego w 5 przedziałach częstości: od 23 GHz (13 mm) do 94 GHz (3,2 mm). Porównanie pomiarów w różnych zakresach częstości umożliwia odjęcie tła pochodzącego od Galaktyki. Aby zminimalizować tło pochodzące od Ziemi i Słońca sondę umieszczono na orbicie wokół tzw. punktu Lagrangea Quasi-stabilna konfiguracja WMAP – Ziemia -Słońce

19 Eksperyment WMAP

20 1. Trzy pętle wokół Ziemi 2. Wykorzystanie grawitacji Księżyca WMAP na orbicie – tyłem do Ziemi i Słońca

21 Eksperyment WMAP Różne kolory oznaczają różne temperatury. Mapa temperatur Ziemi. Fluktuacje temperatury promieniowania tła – fotografia rozkładu materii we Wszechświecie w wieku lat. Bez fluktuacji gęstości nie powstałyby galaktyki.

22 Wpływ ruchu Ziemi względem globalnego układu z prędkością 337 km/s ( T 1 mK) W pierwszym przybliżeniu promieniowanie jest izotropowe ( T 1 K) Po odjęciu efektu Dopplera widzimy promieniowanie naszej Galaktyki ( T 200 K) Po odjęciu promieniowania Galaktyki i innych znanych źródeł ( T 100 K) Eksperyment WMAP

23

24 Przed fazą rekombinacji istniały w ośrodku fluktuacje gęstości energii (i temperatur). Eksperyment WMAP Obszary o gęstości większej niż średnia, kurczyły się pod wpływem grawitacji i nagrzewały. Jednocześnie wzrastające z temperaturą ciśnienie promieniowania prowadziło do zahamowania kolapsu i do rozszerzania. Obszar taki oscylował z amplitudą i częstością, które związane były z warunkami fizycznymi ośrodka.

25 Eksperyment WMAP Świat Nauki W chwili przed rozpoczęciem inflacji: t = s, kT GeV Maksymalna odległość między punktami połączonymi przyczynowo: ct m Zasada nieoznaczoności spowoduje wystąpienie różnic temperatury rzędu: Fluktuacje temperatury i gęstości:

26 Eksperyment WMAP Kątowe rozmiary fluktuacji Typowa amplituda fluktuacji Dwie krzywe teoretyczne obliczone dla różnych gęstości materii Wszechświata.

27 Typowe rozmiary fluktuacji odpowiadają horyzontowi akustycznemu czyli rozmiarowi, jaki może przebiec dźwięk w ciągu ok lat. Rozmiar takiego horyzontu można teoretycznie oszacować i policzyć, jakie powinny być rozmiary kątowe takiego horyzontu, rzutowane dzisiaj na sferę niebieską. Rozmiary te zależą od geometrii Wszechświata. Eksperyment WMAP płaski zamkniętyotwarty

28 Eksperyment WMAP Kątowe rozmiary fluktuacji Typowa amplituda fluktuacji Dwie krzywe teoretyczne obliczone dla różnych gęstości materii Wszechświata.

29 Eksperyment WMAP Precyzyjny pomiar korelacji kątowych w promieniowaniu tła umożliwił jednoczesne dopasowanie wielu parametrów. Dominują fluktuacje o rozmiarach kątowych rzędu 0,8 0. Wszechświat jest płaski!

30 Eksperyment WMAP Świat Nauki Ciemna materia moduluje sygnały akustyczne w promieniowaniu tła. Po inflacji gęstsze obszary ciemnej materii wciągają siłami grawitacji bariony i fotony. W epoce rekombinacji efekty grawitacji i fali akustycznej sumują się. Pierwsze maksimum: Drugie maksimum: Skupiska ciemnej materii odpowiadające fali drugiego maksimum na długo przed rekombinacją maksymalizują temp. promieniowania w dolinach. Jest to punkt zwrotny – ciśnienie gazu zaczyna wypychać bariony i fotony z dolin. Efekt – drugie maksimum jest niższe.

31 Eksperyment WMAP Stwierdzono polaryzację promieniowania mikrofalowego w dużych skalach kątowych na niebie. Polaryzacja spowodowana rozpraszaniem na cząstkach naładowanych. Kilkaset milionów lat po Wielkim Wybuchu około 17% fotonów promieniowania reliktowego było rozpraszanych przez zjonizowany gaz. Powstał on w wyniku powtórnej jonizacji kosmicznego wodoru i helu przez promieniowanie pochodzące z pierwszego pokolenia bardzo masywnych i gorących gwiazd. Pierwsze gwiazdy w epoce mln lat po Wielkim Wybuchu. Wniosek:

32 Eksperyment WMAP Wyniki: Atomy (bariony) wypełniają tylko 4% Wszechświata. 23% stanowi ciemna materia gorąca (relatywistyczna) zimna (powolne masywne cząstki). 73% to ciemna energia, którą opisujemy przez stałą kosmologiczną. Jej natura? Całkowita tajemnica! Wiek Wszechświata –13,7 mld lat (z dokł. 1%) Promieniowanie reliktowe pochodzi z okresu lat po Big Bang Ciemna energia powoduje przyspieszenie ekspansji Wszechświata! Polaryzacja promieniowania – dodatkowy dowód teorii inflacji. Pierwsze gwiazdy powstawały 200 mln lat po Big Bang

33 Eksperyment Planck Planowany na rok 2007 dostarczy jeszcze dokładniejszych danych o promieniowaniu reliktowym: Mapa promieniowania z rozdzielczością minut kątowych z dokładnością do K Polaryzacja promieniowania – test teorii inflacji.

34


Pobierz ppt "Ewolucja Wszechświata Wykład 6. Era dominacji promieniowania Po zakończeniu nukleosyntezy zawartość Wszechświata jest następująca: Jądra 2 H, 3 He, 7."

Podobne prezentacje


Reklamy Google