ASTRONOOMIAKEVAD 2006

MARIO MARS

mars@staff.ttu.ee telefon: 55980396

TALLINNA THETORN

TALLINNA THETORN

UNIVERSUMI ALGUSSUUR PAUKUNIVERSUMI EVOLUTSIOONTULEVIKU UNIVERSUM

Mis oli alguses?Ei olnud mateeriatEi olnud ruumiEi olnud aega

KosmoloogiaOn teadusharu, mis tegeleb maailma, kiksuse ehk Universumi ehituse ja evolutsioonigaTnapeval phineb ldrelatiivsusteoorialeldjuhul on mateeria Universumis kikvimalike elementaarosaketse ja nende ssteemide segu

Mateeria esineb kahes vormis, aine ja kiirgusenaAineks on elementaarosakesed, mis omades seisumassi vivad eksisteerida paigalseisvatena (neutronid, prootonid, elektronid)Kiirguskvantidel seisumass puudub, mistttu saavad nad eksisteerida valguse kiirusel liikudes (footonid, neutrinod)Mateeria omadus sltub, tihedusest ja temperatuuristTemperatuur on kaootilise liikumise mr

UniversumimudelSuur Pauk

WMAP kaartWMAP sateliidi mtetulemused aastal 2003

Kosmiline foonkiirgusUniversumi varajasel etapil oli temperatuur nii suur, et kogu mateeria oli tielikult ioniseeritud.Footonid hajutasid kiki vabasid elektrone ning elektronid prkusid ioonidega.Mateeria ja kiirgus olid tasakaalulises olekus.Neutraalne vesinik sai tekkida temperatuuril ~3000K, mis ajaliselt juhtus umbes millionit aastat hiljem Suurest Paugust.Selles punktis vabadel elektronide arv kahanes tohutult ja footonid said lbida mateeriat:

Cosmic Background Explorer (COBE)1992

CMB Spekter (CoBE)

Inflatsiooniline etapp1)Universumi vanus on 10e-43 (on nn Planck aeg).Arvatakse, et sel ajal tekkisid nii aeg kui ka ruum. On levinud arvamus, et seda ajastut kirjeldab kvantgravitatsioon (vastav teooria veel puudub), st aeg-ruumi geomeetrilised omadused vivad muutuda hppeliselt. Millised olid siis fsikalised seadusprasused, seda ei teata.

2)Universumi vanus on 10e-42...10e-34. Oletatakse, et epohhi alguses valitses ks universaalne vastastikmju, nn Supergravitatsioon, milles potensiaalselt sisalduvad kik tnapeval tuntud fundamentaalsed interaktsioonid (gravitatsiooniline, tugev, nrk ja elektromagnetiline interaktsioon). Universumis vis temperatuur olla krgem kui 10e27K. Vib vita, et nii krgel temperatuuril puudusid tuumaosakesed (prootonid, neutronid). Philised osakesed, mis visid esineda on neutriinod ja teised leptonid, vabad kvargid, footonid ja vib olla ka mned seni avastamata osakesed.

3)Universumi vanus on 10e-34 ... 10e-10. Temperatuur on krgem kui 10e15K. Universumis oleva ultrarelativistliku plasma koostis on sarnane sellega, mis oli eelmises epohhis. Selle perioodi alguses tekib aine ja antiaine asmmeetria kvarke ja leptoneid on he miljardiku vrra rohkem kui antikvarke ja antileptoneid. Universumi jahtudes laguneb sellel epohhil Suur hendus elektronrgaks vastastikmjuks ja tugevaks (vrvi) vastastikmjuks.

4)Universumi vanus on 10e-10 ... 10e-6 . Hadronite staadium. Temperatuur on krgem kui 10e13Kja ainetihedus on suurem aatomituuma tihedusest. Sel etapil hinevad kvargid prootoniteks, neutroniteks ja teisteks baronideks. Tekivad ka vastavad antiosakesed. Etapi lpus annhileeruvad (baronid ja antibaronid) osakesed ja antiosakesed. Kuna barone on veidi rohkem kui antibarone (ks miljardik osa), siis silib suhteliselt vike osa baronidest. Sel perioodil on umbes 300 erinevat liiki osakest.

5)Leptonite staadium: 10e-6 ...10. Temperatuur on vahemikus 10e13...50e9. Universumit titvas kiirguse ja osakeste segus domineerivad leptonid (elektronid ja positronid, neutriinod, antineutriinod jms) ja footonid. Elektronide veidi suurema arvukuse tttu (elektrone on ks miljardik osa rohkem kui positrone) jb jrele prootonitega vrdne arv elektrone. Sel ajal on neutriinode ja antineutriinode vaba tee keskmine pikkus Universumi viksema temperatuuri ja tiheduse tttu sedavrd suurenenud, et nad ei ole enam teiste osakestega soojustasakaalus, vaid kituvad vabade osakestena. Ka tnapeval on Universum tidetud sellest perioodist vaba rndu alustanud relikt-neutriinodega. Leptonite staadiumi lpus hakkavad toimuma esimesed termotuumareaktsioonid.

6)Heeliumi ja deuteeriumi tuumade sntees: 10-100sek. Universumis domineerivad footonid ja neutriinod. Vga vike osa (ks miljardik) on prootoneid, elektrone ja neutroneid. Kuna neutriinod rndavad vabalt ja ei osale oluliselt soojusliku tasakaalu silitamisel, siis Universumi temperatuuri all mistame footonitele vastavat absoluutselt musta keha temperatuuri. Temperatuur on krgem kui 50e8Kja tihedus on langenud umbes kmnekordse veetiheduseni. Sel etapil moodustuvad vesinikust raskemate aatomite stabiilsed tuumad. Philiselt tekivad heeliumi ja deuteeriumi tuumad. Etapi lpus on kigist aatomi tuumadest umbes 27% heeliumi tuumad ja 73% vesiniku tuumad (prootonid). Saja sekundi mdudes on Universumi tihedus niivrd vike ja temperatuur juba nii madal, et edasisi tuumareaktsioone ei saa enam toimuda.

7)Kiirgusdominantne Universum: 10e2...10e13sek. Kuna Universumi paisudes footonite energiatihedus kahaneb kiiremini kui tavaaine energiatihedus, siis ligikaudu 300000 aastat peale Universumi sndi (temperatuur oli umbes 4000 K) toimus leminek kiirgusdominantselt ajastult praegusele, ainedominantsele ajastule, millal Universumi peamine energia on koondunud tuumaosakeste massi. Umbes 200000 aastat peale Universumi sndi oli temperatuur langenud 3600 K. Peale seda sai vimalikuks stabiilsete elektriliselt neutraalsete aatomite tekkimine osakeste vahelised prked ei rebinud enam elektrone aatomitest vlja. Siiani Universumis sisaldunud elektriliselt laetud osakestest koosnev plasma, muutus kiiresti neutraalseks keskkonnaks, kus footonid said vabalt levida. Keskkonna muutumine kiirgusele lbipaistvaks phjustas termodnaamilise tasakaalu kadumise aine ja footonite vahel. Need footonid moodustavadki reliktkiirguse.

UniversumFundamentaaljudGravitatsiooniline vastasmjuElektromagnetiline vastasmjuNrk interaksioonTugev interaksioon

UniversumFundamentaaljudVastasmju Kandja MjualaG graviton LpmatuEM footonid Lpmatu Nrk bosonid LhikeTugev gluuonid Lhike

Hubble constant graph

Vimalikud Universumi tsenaariumid

Universumi kokkutmbumineGravitatsioonijud aeglustab pidevalt galaktikate eemaldumist Vajalik kollapseerumise tihedus on 4.5 x 10-30 g/cm3

Vaadeldava aine tihedus on umbes 3 x 10-31 g/cm3

Ainejaotus Universumisthed ~0.5%neutriinod ~0.310%tavaaine ~5%tumeaine ~30%tumeenergia ~65%antiaine 0%

Tume aineTumedat ainet on 10x korda rohkem nhtavast

Universumi tihedus on lhedane kriitilisele

Possible forms of dark matter

Kokkutmbumine

Inflatsioon

PaisumineSome say the world will end in fire, others say in ice. Robert Frost