X
Код презентации скопируйте его
Космология
Скачать эту презентацию
Презентация на тему Космология
Скачать эту презентациюCлайд 1
Выводы Узнали главные экспериментальные факты внегалактической астрономии Ознакомились с некоторыми моделями эволюции Вселенной на основе теории Ньютона и ОТО На следующей лекции проследим эволюцию Вселенной с точки зрения теории Большого Взрыва
Cлайд 2
2 лекция Космологические модели Закон Хаббла Красное смещение Ньютоновская космология Релятивистская космология Основы ОТО Фридмановские модели Наша Вселенная Обобщение космологических моделей
Cлайд 3
Закон Хаббла (продолжение) Интерпретируя сдвиг длин волн как результат эффекта Допплера, скорость галактик пропорциональна этому сдвигу На самом деле это не эффект Допплера!!! Итак, скорость удаления галактики пропорцио-нальна расстоянию до неё Значит ли это, что вблизи нашей Галактики произошел гигантский взрыв?
Cлайд 4
Cлайд 5
Cлайд 6
Cлайд 7
Cлайд 8
Закон Хаббла Итак, в случае линейной зависимости удаление всех тел не означает существования центра расширения Все тела удаляются от всех! Но когда-то тела были ближе... Может даже все галактики, вся Вселенная расширяется из одной точки...
Cлайд 9
2 лекция Космологические модели Закон Хаббла Красное смещение Ньютоновская космология Релятивистская космология Основы ОТО Фридмановские модели Наша Вселенная Обобщение космологических моделей
Cлайд 10
Красное смещение Сдвиг длины волны определяют как z = ( – 0) / 0, где 0 – длина волны, измеренная в лаборатории – наблюдаемая длина волны Обычно ее называют красным смещением, так как Если z > 0, то > 0 – линия сдвигается в сто-рону больших длин волн («красная» сторона) В космологии чаще всего z > 0
Cлайд 11
Красное смещение Причины для изменения длины волны Эффект Допплера (взаимное движение источника и наблюдателя) Гравитационное смещение (различные гравитационные потенциалы источника и наблюдателя) Расширение пространства (фотон «расши-ряется», пока движется в пространстве) Старение фотонов (фотон «краснеет» из-за свойств пространства) Ничтожный эффект
Cлайд 12
Эффект Допплера Длина волны изменяется из-за того, что наблюдатель движется и изменяется проме-жуток времени между пучностями волны света Из-за изменения частоты меняется и регистрируемая длина волны При взаимном удалении источника и наблюдателя возникает красное смещение, при сближении – фиолетовое смещение
Cлайд 13
Cлайд 14
Cлайд 15
Эффект Допплера Точная формула: v – модуль скорости относительного движения - угол между направлением движения источника и линией наблюдения c – скорость света в вакууме Примерная формула при v
Cлайд 16
Расширение пространства Длина волны изменяется, так как в течение свободного движения фотона пространство успело расшириться и «растянуть» фотон При расширении пространства возникает красное смещение, при сжатии – фиолетовое смещение
Cлайд 17
Расширение пространства Интегральная формула: a – масштабный фактор (показывает, во сколько раз пространство расширилось по сравнению с определенным моментом) a2 соответсвует времени регистрации фотона, а a1 – времени излучения Дифференциальная формула: a = da/dt
Cлайд 18
Красное смещение Так как красное смещение галактики складывается из действия обоих эффектов, то Причина закона Хаббла – расширение пространства, а разброс вокруг прямой даёт эффект Допплера, который вызывают случайные движения отдельных галактик относительно центра масс скопления галактик
Cлайд 19
Суть постоянной Хаббла Размерность постоянной Хаббла – км/с/Мпк или просто 1/с Она показывает, насколько в относитель-ных единицах расширяется пространство в единицу времени Значит, величина, обратная постоянной Хаббла, приблизительно разна возрасту Вселенной
Cлайд 20
Метагалактика Отсюда следует, что у Вселенной есть предел наблюдаемой области Наблюдаемую часть Вселенной называют Метагалактикой Расстояние до границы Метагалактики примерно RМ = c / H0 = 1.3·1026 м
Cлайд 21
2 лекция Космологические модели Закон Хаббла Красное смещение Ньютоновская космология Релятивистская космология Основы ОТО Фридмановские модели Наша Вселенная Обобщение космологических моделей
Cлайд 22
Космологические модели Космологической моделью называют математическую модель, описывающую усредненное распределение материи в пространстве и его эволюцию Модели делят на классы по теории, в рамках которой она построена: Ньютоновская космология – всемирный закон притяжения Релятивистская космология – ОТО
Cлайд 23
Космологические модели Основные предположения, на которых основываются все космологические модели: Вселенная однородна и изотропна Законы физики одинаковы во всей Вселенной Применимость этих предположений следует из многих данных различных наблюдений
Cлайд 24
Ньютоновская космология Рассмотрим «типичный» шар, равномерно заполненный материей. Пусть радиальные скорости частиц под-чиняются закону Хаббла (что неизбежно при наших предположениях): Пусть H>0 и не зависит от пространст-венных координат (только от времени)
Cлайд 25
Ньютоновская космология Пусть в момент времени t0 координата частицы есть . Тогда эта координата меняется по закону (R(t) – масштабный фактор). Так как , то
Cлайд 26
Ньютоновская космология Для определения зависимости R(t) и H(t) от времени, используем законы сохранения массы и полной механической энергии. Масса шара не меняется или, записывая по другому,
Cлайд 27
Ньютоновская космология Закон сохранения механической энергии для элемента на краю шара: Кинетическая энергия Потенциальная энергия Полная энергия постоянна:
Cлайд 28
Ньютоновская космология Запишем полную механическую энергию (постоянную) в виде . Тогда (*)
Cлайд 29
Ньютоновская космология Это уравнение вместе с начальными условиями полностью определяют R(t), т.е. все динамические свойства космологической модели. В уравнение (*) не входит размер шара материи, поэтому его можно применять для шара любого размера, как и для всей Вселенной, равномерно заполненной веществом.
Cлайд 30
Ньютоновская космология Качественно можно оценить R(t) даже без интегрирования уравнения (*):
Cлайд 31
Ньютоновская космология Если k0, то полная энергия отрицательна. Через какое-то время расширение затормозится и сменится сжатием (H
Cлайд 32
Ньютоновская космология Знак постоянной k и характер движения материи зависит от знака разности , где называют критической плотностью. Введём также обозначение
Cлайд 33
Ньютоновская космология Если , то расширение шара остановится и сменится сжатием. Если , то расширение будет продолжаться вечно. Значение критической плотности (как и сама плотность) меняется со временем, но знак разности плотностей не меняется.
Cлайд 34
Ньютоновская космология Решим уравнение эволюции (*) в случае, когда k = 0.
Cлайд 35
Ньютоновская космология
Cлайд 36
Ньютоновская космология Масштабный фактор а Время
Cлайд 37
Ньютоновская космология Классическая космология Ньютона применима лишь малым интервалам пространства и времени (локально) Качественно верно описывает эволюцию вселенной и ее зависимость от средней плотности Неприменима для описания всей вселенной, так как скорость взаимо-действия считается бесконечной
Cлайд 38
2 лекция Космологические модели Закон Хаббла Красное смещение Ньютоновская космология Релятивистская космология Основы ОТО Фридмановские модели Наша Вселенная Обобщение космологических моделей
Cлайд 39
Релятивистская космология Согласно экспериментальным данным, скорость света постоянна во всех системах отсчета. Это противоречит теории Ньютона, но верно в специальной теории относительности (СТО) Но в СТО не включено гравитационное взаимодействие. Теория, описывающая и его, учитывая конечность скорости взаимодействия, есть ОТО.
Cлайд 40
История В 1916 году А. Эйнштейн создает общую теорию относительности (ОТО) Она рассматривает объекты, которые движутся с большими скоростями в сильных гравитационных полях Он (и другие) ищут решения ОТО для описания эволюции Вселенной Вселенную представляют однородной и изотропной (космологический принцип)
Cлайд 41
История В 1917 году А. Эйнштейн создает модель стационарной вселенной, дополняя урав-нения гравитационного поля « -членом» В 1917 году В. де Ситтер находит реше-ние для динамической пустой вселенной Закон Хаббла (1929 г.) соответствует ожиданиям ОТО и соответствует случаю расширения Вселенной
Cлайд 42
История Albert Einstein (1879 – 1955) W. de Sitter (1872 – 1934)
Cлайд 43
История В 1922 году А.А. Фридман и, независимо от него, в 1927 году Г.Е. Леметр развили далее модель нестационарной вселенной, учитывая массу, гравитацию и кривизну пространства Согласно этой теории вселенная расширя-ется из начальной пространственно-вре-менной сингулярности до современного состояния и дальше
Cлайд 44
История Александр Фридман (1888 – 1925) Abbe Lemaitre
Cлайд 45
2 лекция Космологические модели Закон Хаббла Красное смещение Ньютоновская космология Релятивистская космология Основы ОТО Фридмановские модели Наша Вселенная Обобщение космологических моделей
Cлайд 46
Основные понятия Основные понятия ньютоновской теории гравитации Однородное и изотропное пространство, в котором происходит движение Однородное время как параметр движения Движущаяся масса Гравитационное взаимодействие, моментально действующее по закону
Cлайд 47
Основные понятия Основные понятия СТО Пространство-время Минковского Инерциальная система отсчета (ИСО) Скорость света c, с которой распространяются взаимодействия Что отсутствует в этой теории Гравитационное поле
Cлайд 48
Основные понятия ОТО Локально-инерциальная система отсчета (ЛИСО), которая вводится из-за невозможности построения единой глобальной ИСО в пространстве с гравитационным полем. В СТО ускорение тела может быть скомпенсировано ускорением система отсчета. В ОТО это невозможно.
Cлайд 49
Основные понятия ОТО Пространство-время Римана – кривое 4-х мерное пространство (т.е. элемент интервала ds нельзя глобально преобразовать в форму Минковского) Геометрические свойства (кривизну) определяет движение и распределение массы. Но и само движение определя-ется кривизной пространства.
Cлайд 50
Основные понятия ОТО Кривые 4-х мерные пространства У сферы положительная кривизна У «седла» отрицательная кривизна
Cлайд 51
Cлайд 52
Основные понятия ОТО Согласно ОТО, гравитационное поле проявляется в кривизне пространства. Чем больше отличие от плоского пространства, тем сильнее поле. Уравнения гравитационного поля ОТО – система десяти нелинейных дифференциальных уравнений второго порядка
Cлайд 53
Уравнения Эйнштейна Кривизну с распределением массы связывают уравнения Эйнштейна Rik и R=gikRik характеризуют кривизну gik – метрический тензор Tik характеризует распределение и движение материи – постоянная Эйнштейна
Cлайд 54
Тензор энергии-импульса Рассмотрим вид тензора энергии-импульса Tik в наиболее частых случаях Компонента T00 равна плотности энергии вещества = c2 Компоненты Tii (i = 1, 2, 3) равны давлению вещества p Недиагональные члены в ЛИСО – нули
Cлайд 55
Тензор энергии-импульса Тензор энергии-импульса для пыли: Пыль определена как среда с низкой темпе-ратурой (т.е. тепловые скорости движения много меньше скорости света с) Отсюда давление пыли равно нулю и единственная ненулевая компонента тензора Tik есть
Cлайд 56
Тензор энергии-импульса Тензор энергии-импульса для ультра-релятивистских частиц: Их 4-импульс равен Тогда , где - плотность энергии И
Cлайд 57
Тензор энергии-импульса Открытый вид тензора энергии-импульса для ультра-релятивистского вещества (в его системе отсчета): Для излучения (фотонов) Tik такой же!
Cлайд 58
Уравнение состояния Давление с плотностью вещества связано уравнением вещества, общий вид которого p = c2 Из вида тензора Tik следует, что для пыли = 0, а для ультра-релятивистского вещества и излучения = 1/3 Наша Вселенная
Cлайд 59
2 лекция Космологические модели Закон Хаббла Красное смещение Ньютоновская космология Релятивистская космология Основы ОТО Фридмановские модели Наша Вселенная Обобщение космологических моделей
Cлайд 60
Фридмановские модели Основные приближения Пространство однородно и изотропно Материя есть «пыль» Тогда уравнения Эйнштейна сводятся к
Cлайд 61
Фридмановские модели Эти уравнения не независимы, и второе из них эквивалентно уравнению (*), если на место T00 подставить его значение c2
Cлайд 62
Фридмановские модели Хотя уравнения математически иден-тичны, они описывают разную «физику» Ньютоновская космология Фридмановские модели k– непрерывная величи-на, характеризующая энергию системы kпринимает значения0, 1или–1и характеризует кривизну пространства Hописывает взаимное движение частиц Hописывает расши-рение пространства
Cлайд 63
Фридмановские модели Но так как уравнения идентичны, то и решения тоже одинаковы!
Cлайд 64
Эволюция Вселенной Эволюция зависит от одного параметра – параметра плотности . Если < 1, то вселенная вечно расширя-ется. Пространство открыто. Если > 1, то вселенная после стадии расширения начинает сжиматься обратно. Пространство замкнуто. Если = 1, то пограничный случай – пространство плоское
Cлайд 65
Эволюция Вселенной Масштабный фактор а Время
Cлайд 66
Эволюция Вселенной Постоянная Хаббла – мера скорости изменения масштаба Вселенной а: Со временем она меняется! При наблюдении объекта рассчитанная постоянная Хаббла зависит от эволюции вселенной во все моменты между излучением и регистрацией фотона
Cлайд 67
2 лекция Космологические модели Закон Хаббла Красное смещение Ньютоновская космология Релятивистская космология Основы ОТО Фридмановские модели Наша Вселенная Обобщение космологических моделей
Cлайд 68
Наша Вселенная Мы рассмотрели общую схему эволюции вселенной, заполненной пылевидной материей Возникает закономерный интерес – годится ли разработанная теория для описания нашей Вселенной И если годится, то каковы реальные значения параметров модели?
Cлайд 69
Наша Вселенная Во Вселенной одновременно есть типы материи с разными значениями Последние данные (WMAP, февраль 2003 года) убедительно показывают, что около 2/3 от общей энергии занимает т.н. тёмная энергия Попробуем понять, что же это такое! Если не хотят понять
Cлайд 70
- член Исторически первая модель вселенной Эйнштейна (1917 г.) была по построению статичной. Однако, как мы видели, уравнения Эйнштейна не допускают такое решение Чтобы решить это противоречие, Эйнштейн добавил в уравнения дополни-тельный скалярный член (т.н. -член)
Cлайд 71
- член Уравнения Эйнштейна: Уравнения, дополненные -членом
Cлайд 72
- член Найдём эффективное уравнение состоя-ния -члена. Для этого представим себе, что материи вообще нет. Тогда Эффективный тензор энергии-импульса в ЛИСО есть
Cлайд 73
- член Сравнивая с общим видом тензора энергии импульса в ЛИСО, т.е. видим, что для -члена = – 1. Значит, если плотность энергии -члена доминирует, то Вселенная расширяется ускоренно!
Cлайд 74
- член Действительно, из уравнения Фридмана: Если = – 1 (т.е. всю плотность энергии составляет -член), то d2a/dt2 положите-лен и расширение происходит ускоренно. Причина – сильное отрицательное «давление»
Cлайд 75
Наша Вселенная Итак, обычное вещество с 0 способствует сжатию Вселенной, а -член – ее расширению. Так как в нашей Вселенной доминирует -член, то она будет расширятся вечно и ускоренно. Пока на ясна физическая причина существования ненулевого -члена. К примеру, это могла бы быть энергия вакуумных нулевых флуктуаций... Но об этом в следующий раз!
Cлайд 76
Модель эволюции Вселенной Обобщим закономерности, выведенные на этой лекции Выведем зависимости характеристик вещества от времени для Пыли Ультра-релятивистского вещества и излучения Космологической постоянной Фотоны - всегда ультра-релятивистские частицы
Cлайд 77
Состояния вещества Пыль: Плотность энергии Давление p = 0, = 0 Ультра-релятивистское вещество и излучение: Плотность энергии = c2 Давление p = 1/3 , = 1/3 Космологическая постоянная : Плотность энергии = Давление p = - , = -1
Cлайд 78
Плотность энергии Уравнение, описывающее зависимость плотности энергии от масштабного фактора a:
Cлайд 79
Плотность энергии Видно, что положительное давление ускоряет уменьшение энергии, а отрицательное – замедляет его Пыль УР вещество, излучение -член
Cлайд 80
Масштабный фактор Уравнение Фридмана описывает зависи-мость масштабного фактора от времени:
Cлайд 81
Масштабный фактор Если -1, то Если = -1, то Зависимость истинна, если данный тип вещества доминирует во Вселенной Пыль УР вещество, излучение -член
Cлайд 82
Постоянная Хаббла Если a(t) – степенная функция, то посто-янная Хаббла обратно пропорциональна времени Если a(t) – экспонента, то постоянная Хаббла не зависит от времени
Cлайд 83
Температура Зависимость температуры излучения от а есть , так как плотность энергии излучения есть Зависимость температуры пыли от времени не так проста, так как на нее влияют эффекты выделения внутренней энергии (притяжение, ядерные и химические реакции и др.)
Cлайд 84
Параметры вещества Пыль ( = 0) УР, излучение ( = 1/3) -член ( = -1)
Cлайд 85
Спасибо за внимание!
Cлайд 86
Cлайд 87
Cлайд 88
Cлайд 89
