Презентация на тему "Как расширяется Вселенная?"

Содержание

• 
  Слайд 1

  Как расширяется Вселенная?

  За что дают Нобелевскую премию? Премия по физике за 2011 г. «За открытие ускоренного расширения Вселенной посредством наблюдения дальних сверхновых» Saul Perlmutter, Brian P. Schmidt, Adam Riess

• 
  Слайд 2

  Будущее Вселенной можно определить зная ее прошлое

  2

• 
  Слайд 3
  

  Важнейший вопрос: Динамика Вселенной на всех наблюдаемых этапах ее развития Необходимо уметь измерять следующие параметры: Скорость объекта на некотором расстоянии () Расстояние до объекта (эквивалентно моменту времени в прошлом, когда сигнал был испущен) Наблюдения дают видимую яркость (поток) объекта и спектр объекта (очень непросто получить для удаленных слабых объектов). Определение расстояния по яркости объекта требует использования классов объектов с известным собственным энерговыделением.   Проблема Стандартной свечи!!! 3

• 
  Слайд 4
  

  4 Галактики ? Сверхновые ???

• 
  Слайд 5
  

  5 В середине 1980-х активно исследовались сверхновые типа Ia (SnIa) и началось активное внедрение CCD-приемников излучения совместно с методами компютерной обработки изображений. SnIa – наилучший из известных вариантов «стандартной свечи» Panagia (1985) Uomoto & Kirshner (1985) Wheeler & Levreault (1985) R. Muller: Berkeley Automated Supernova Searchwith C. Pennypacker& S. Perlmutter

• 
  Слайд 6
  

  6 Изображение переменной звезды Миры (омикрон Кита), сделанное космическим телескопом им. Хаббла в ультрафиолетовом диапазоне. На фотографии виден аккреционный «хвост», направленный от основного компонента — красного гиганта к компаньону — белому карлику НО Белый карлик имеет верхний предел массы в 1.4 массы Солнца. Превышение этой величины ведет к коллапсу, разогреву и термоядерному взрыву гелиево-углеродно-кислородного белого карлика (SnIa) Стандартная свеча!!! Расстояние до Миры - 417 св. лет ± 14 %. Компоненты находятся на расстоянии 70а.е., орбитальный период около 400 лет.

• 
  Слайд 7
  

  7 Сверхновая SN 1994D в галактике NGC 4526 (яркая точка в нижнем левом углу)

• 
  Слайд 8
  

  8 Трудности и проблемы наблюдения SnIa: Возможно ли наблюдать их на больших расстояниях и в достаточно большом количестве для решения задач космологии? Возможна ли надежная идентификация SnIaвне зависимости от расстояния до них? Насколько верны наши представления о «стандартной свече»? (Проблема пыли и возраста Вселенной на момент вспышки) Возникали ли сверхновые SnIaна промежутке времени более 5 млрд лет?

• 
  Слайд 9
  

  9 Проблема 1: SnIa – достаточно редкое явление. Одна вспышка на галактику за 100-500 лет. Заранее невозможно предсказать, какой участок неба необходимо наблюдать. Процесс вспышки – быстрое явление. Объект необходимо обнаружить максимум через 10-15 дней после вспышки (до выхода на пик яркости). В противном случае не удастся наблюдать всю кривую блеска и использовать звезду как стандартную свечу. Следствие: Очень сложно создать расписание наблюдений для крупных инструментов.

• 
  Слайд 10
  

  10 Pennypacker & Perlmutter1987: F/1 широкопольнаяCCD камера для Anglo-Australian 4-m telescope (AAT). Крупный телескоп с широкопольной камерой может искать сверхновые с z > 0.3.На каждом снимке фиксируются сотни галактик.

• 
  Слайд 11
  

  11

• 
  Слайд 12
  

  12 Стратегия наблюдений

• 
  Слайд 13
  

  13 Проблема 2 (идентификация сверхновых типа SnIa):

• 
  Слайд 14
  

  14 Спектр типичной сверхновой Ia SN 1995al вблизи максимума блеска. По оси ординат отложена интенсивность излучения. Самая сильная линия поглощения на длине волны около 6000 ангстрем принадлежит однократно ионизованному кремнию

• 
  Слайд 15
  

  15 SnIaс z = 0.55

• 
  Слайд 16
  

  16 Коррекция потока за красное смещение спектра и коррекция поглощения пылью фильтрацией в двух полосах.

• 
  Слайд 17
  

  17 Сильно покрасневшие сверхновые. Поглощение пылью или пекулярные??? Проблема «Стандартной свечи»!!!

• 
  Слайд 18
  

  18 SnIaмалой яркости обладают меньшими характерными временами нарастания и спада яркости. Наличие такой зависимости делает возможной коррекцию на общее характерное время для кривой блеска, что сводит все SnIaк одной абсолютной величине. Стандартная свеча!!!

• 
  Слайд 19
  

  19 Сверхновые типа Iaобладают всеми необходимыми свойствами, чтобы проверить ожидаемое замедление со временем расширения Вселенной критическая плотность в момент t0 (численно приведена критическая плотность в настоящее время, нормированная на значение постоянной Хаббла h100 = H0/100 км/с/Мпк) параметр плотности Вселенной

• 
  Слайд 20
  

  20 Спектр мощности реликтового излучения (распределение энергии по угловым масштабам, то есть по мультиполям) Спектр получен по данным наблюдений: WMAP (2006), Acbar (2004) Boomerang (2005), CBI (2004) и VSA (2004). Розовая область показывает теоретические предсказания

• 
  Слайд 21
  

  21 Наблюдения свидетельствуют, что наше пространство в целом евклидово и радиус кривизны стремится к бесконечности. параметр замедления, определяет замедление темпа разбегания галактик В настоящее время dR/dt > 0 (красное смещение – Вселенная расширяется), первое слагаемое ~ 1/R, значит, в прошлом скорость расширения была больше (т. е. расширение должно замедляться – очевидное свойство движения с учетом тормозящего действия гравитации), и в рассматриваемой модели в прошлом был момент такой, что dR/dt → +∞ при R→ 0 (сингулярность). Итак, прошлое целиком определяется поведением первого слагаемого. Необходимо определить темп расширения Вселенной на различных красных смещениях с использованием SnIa

• 
  Слайд 22
  

  22 Для источника с известной светимостью Lизмеренный поток l. В таком случае, фотометрическое расстояние определяется как Для определения параметра замедления используются «стандартные свечи» (SNIa)и зависимость фотометрического расстояния от красного смещения. Для определения q0нет необходимости в знании M и h0с высокой точностью, но M должна быть константой. Для малых z: m ~ log10z. Для больших z кривая зависимости уходит вверх, что позволяет оценить q0. Параметрами модуля расстояния (m-M) являются красное смещение и плотность энергии гравитирующей материи (через постоянную Хаббла)

• 
  Слайд 23
  

  23

• 
  Слайд 24
  

  24

• 
  Слайд 25
  

  25 Наблюдения большого числа SnIaк 1999 г. показали, что модели Большого Взрыва с преобладанием (либо полным доминированием) плотности энергии гравитирующего вещества и инфляционной стадией не могут воспроизвести результаты наблюдений SnIa. Далекие сверхновые оказались заметно слабее, чем должны были бы быть при замедляющемся расширении. Система уравнений Фридмана

• 
  Слайд 26
  

  26 В случае Ωm + ΩΛ= 1 и P = 0 (пылевидная материя) существует аналитическое решение для роста масштабного фактора: Решение гладко переходит от степенного закона роста (a ~ t2/3– соответствует классическому хаббловскому расширению при ρ0 = ρcr,0)к стадии экспоненциального расширения (a ~ exp((Λ/3)1/2t)). Красное смещение zco, на котором происходит смена режима ускорения на замедление,находится по формуле Наблюдения далеких сверхновых типа Ia свидетельствуют в пользу плоской модели с ΩΛ ≈0.7, т. е. красное смещение, начиная с которого Вселенная расширяется с ускорением, всего около zco ≈ 0.6 ÷ 0.7

• 
  Слайд 27
  

  27 Наблюдения сверхновых, расположенных на разных дистанциях и анализ потока как функции плотности энергии гравитирующей материи и космологической постояннойдают возможность разделить влияние гравитирующей материи и космологической постоянной. Показанная на рисунке Sn1998ba, была одной из первых сверхновых, явно указывающих на необходимость учета вклада космологической постоянной.

• 
  Слайд 28
  

  28 Параметрами при построении графиков являются красное смещение, плотность энергии гравитирующей материи и космологической постоянной Расчеты определяют, какую видимую величину должна иметь сверхновая на наблюденном Z и при выбранных значениях космологических параметров ΩΛ, Ωm

• 
  Слайд 29
  

  29

• 
  Слайд 30
  

  30 Разница в модулях расстояния известных космологических сверхновых Ia в различных космологических моделях относительно модели линейно однородно расширяющейся Вселенной («пустая Вселенная» с Ω = 0)(горизонтальная линия). До красных смещений z = 1 индивидуальные сверхновые усреднены. Для каждой модели отмечена точка (черная точка), в которой ускорение сменяется замедлением. Свет от самой далекой SN1997ff был испущен в тот момент, когда Вселенная расширялась с замедлением. [Из работы A. Riessetal. 2001, astro-ph/0104455]

• 
  Слайд 31
  

  31

• 
  Слайд 32
  

  32

• 
  Слайд 33
  

  33

• 
  Слайд 34
  

  34