Astronomia gwiazdowa i pozagalaktyczna II

1. Astronomia gwiazdowa i pozagalaktyczna II • Lektury: • M. Jaroszyński “Galaktyki i budowa Wszechświata”, W-wa 1993 • M. Demiański: “Astrofizyka relatywistyczna”, W-wa 1991 (wybrane rozdziały) • Andrew Liddle “Wprowadzenie do kosmologii współczesnej”/”An intruduction to modern cosmology” • Malcom Longair “Galaxy formation” • Peter Schneider “Extragalactic Astronomy and Cosmology” • P.J.E. Pebbles: '80 i '93 • Dodatkowe lektury będą podawane w trakcie wykładu

2. Astronomia gwiazdowa i pozagalaktyczna II • Slajdy wykladów do pobrania ze strony: http://hep.fuw.edu.pl/u/apollo/private/agip_II/ http://hep.fuw.edu.pl/u/apollo/private/agip_II/ (pewnie 2011/) (login: apollo, password: apollo12) UWAGA: w tej chwili są tam wykłady z poprzednich 2 lat, będą się sukcesywnie zmieniać na aktualne, więc proszę sprawdzać aktualizacje

3. Astronomia gwiazdowa i pozagalaktyczna II • Wymagania: • - zaliczenie ćwiczeń, • - egz. ustny – na podstawie materiału wykładu; • - dokładny spis tematów na egzamin zostanie podany w trakcie semestru

4. Astronomia gwiazdowa i pozagalaktyczna II • Podstawy: zasada kopernikańska i zasada antropiczna • Galaktyki: • klasyfikacja morfologiczna • diagram Hubble'a, “poprawiony” diagram Hubble'a, diagram de Vaucouleursa; klasyfikacje: van den Bergha, Yerkes (Morgana)

5. Astronomia gwiazdowa i pozagalaktyczna II • Galaktyki: typy • Rozmiary kątowe galaktyk (promień efektywny) • Krzywe jasności galaktyk spiralnych (zgrubienie centralne + dysk) i eliptycznych (wzór de Vaucouleursa) • wzór Sersica, indeks Sersica

6. Astronomia gwiazdowa i pozagalaktyczna II • Masy galaktyk: tw. o wiriale i jak je zastosować do wyznaczenia masy galaktyki? • Krzywe rotacji galaktyk spiralnych a ich masa • Galaktyki spiralne: relacja Tully'ego-Fishera

7. Astronomia gwiazdowa i pozagalaktyczna II • Dyspersja prędkości w galaktykach eliptycznych a ich masa • Galaktyki eliptyczne: zależność Faber-Jacksona • Płaszczyzna fundamentalna dla galaktyk eliptycznych

8. Astronomia gwiazdowa i pozagalaktyczna II • Globalne korelacje między własnościami galaktyk • Diagramy kolor-kolor: red sequence vs blue cloud • Typy galaktyk a otoczenie • Funkcja jasności galaktyk: co to jest; funkcja Schechtera

9. Astronomia gwiazdowa i pozagalaktyczna II • Gromady galaktyk: katalog Abella, podział Oemlera, Bautza-Morgana, Rooda-Sastry'ego • Gromada galaktyk jako izotermiczna kula gazu: profile Kinga, gęstość powierzchniowa, masa • Dynamiczne oszacowanie mas gromad galaktyk • Gaz rentgenowski w gromadach galaktyk

10. Astronomia gwiazdowa i pozagalaktyczna II • Wszechświat wg ogólnej teorii względności • założenia • przybliżenie newtonowskie • modele Friedmana • gęstość krytyczna, parametr deceleracji, stała kosmologiczna, krzywizna Wszechświata • przesunięcie ku czerwieni w obserwacjach i w modelach Friedmana

11. Astronomia gwiazdowa i pozagalaktyczna II • Redshift kosmologiczny, dopplerowski i grawitacyjny • Rodzaje odległości w rozszerzającym się Wszechświecie (kątowa, jasnościowa, współporuszająca, czasu wędrówki światła) i ich interpretacje • poprawka K • czas – redshift – odległość; wzory Mattiga a prawo Hubble'a

12. Astronomia gwiazdowa i pozagalaktyczna II • Problemy kosmologiczne: problem horyzontu; • problem płaskości; problem koincydencji • Wielkoskalowa struktura Wszechświata dziś: wygląd i opis (funkcja autokorelacji i jej obserwacje; funkcja autokorelacji a widmo mocy)

13. Astronomia gwiazdowa i pozagalaktyczna II • CMB: widmo a widmo mocy • Anizotropie widma mocy CMB: dipol, anizotropie pierwotne • Piki akustyczne w CMB a Barionowe Oscylacje Akustyczne (BAO)

14. Astronomia gwiazdowa i pozagalaktyczna II • Ewolucja widma mocy materii: od widma Harrisona Zeldowicza przez epokę dominacji promieniowania i materii • Powstanie struktury wielkoskalowej Wszechświata: ciemna materia, model hierarchiczny, kolapsujące halo i funkcja Pressa-Schechtera

15. Astronomia gwiazdowa i pozagalaktyczna II • Wczesny Wszechświat • historia cieplna Wszechświata • era leptonowa • era hadronowa • łamanie symetrii • kosmiczna nukleosynteza i limit na gęstość barionów

16. Wprowadzenie: wczesny Wszechświat i późny Wszechświat Astronomia gwiazdowa i pozagalaktyczna II • 03.03.2011

17. Historia Wszechświata: od ery Plancka do ery galaktyk

18. Termiczna historia Wszechświata • Era dominacji promieniowania (wczesny Wszechświat, przed emisją mikrofalowego promieniowania tła)‏ • Era dominacji materii (“późny” Wszechświat, pod odprzęgnięciu materii od promieniowania)‏

19. Wczesna historia Wszechświata: od ery Plancka do ery rekombinacji

20. Wczesny Wszechświat w Modelu Standardowym • Powstanie Wszechświata: Wielki Wybuch? Kwantowe fluktuacje? W każdym razie – cała objętość Wszechświata została wypełniona materią o wysokiej temperaturze i gęstości • Czy przetrwały z tamtej epoki bardzo ciężkie cząstki? Źródło ciemnej materii? • Epoka “wolnych kwarków”? • Nie mamy żadnych narzędzi, żeby zrozumieć fizykę tego wczesnego okresu

21. Wczesny Wszechświat w Modelu Standardowym • Era Plancka • Okres T>10^32 K, t<10^-43 s • Okres “kwantowej grawitacji”? • Grawitacja + oddziaływanie elektrosilne sprzężone? • Brak teorii i obserwacji do zrozumienia fizyki w takich warunkach

22. Wczesny Wszechświat w Modelu Standardowym • Era Wielkiej Unifikacji (GUT)‏ • Do t ~10^-38, T~10^27 K • Oddziaływania “elektrosilne”: zunifikowane oddziaływanie elektromagnetyczne, silne i słabe • Odprzęgnięcie oddziaływań silnych i inflacja • Do 10^-35-10^-32s • Potrzebny dodatkowy potencjał inflacyjny • W ciągu t~10^-32 s Wszechświat rozszerzył się ~10^35 razy • Inflacja jest “dodatkiem” do Modelu Standardowego, wprowadzonym dla rozwiązania “problemu horyzontu” i “problemu płaskości”

23. Wczesny Wszechświat w Modelu Standardowym • Epoka elektrosłaba • Po zakończeniu inflacji trwa rozszerzanie się Wszechświata • Przejście fazowe – tworzą się fotony, gluony, kwarki • Przy t~10^-10 oddziaływanie słabe “odprzęga się” od oddziaływania elektromagnetycznego • Epoka cząstek: t~10^-10 s – 10^-4 • Epoka nukleosyntezy: 3 min • Powstawanie atomow pierwiastków: 300 000 lat • Odprzęgnięcie materii od promieniowania: CMB

24. Era materii • CMBR • “Ciemne wieki” • Powstanie pierwszych gwiazd, galaktyk • Powtórna jonizacja Wszechświata • Ewolucja galaktyk i struktury wielkoskalowej: od z~1000 (CMB) do dziś

25. Wczesny Wszechświat • Granice obserwacji • “Zasada kopernikańska” i “zasada antropiczna” • “Wielkie problemy”: • Problem horyzontu • Problem płaskości • Poblem asymetrii barionów • Problem pierwotnych fluktuacji • Wartości parametrów kosmologicznych

26. Wszechświat: co obserwujemy? • Promieniowanie mikrofalowe tła (CMB)‏ • Galaktyki, inne źródła pozagalaktyczne, ich rozkład i ewolucję

27. Zasada kopernikańska • Nasze położenie we Wszechświecie nie jest w żaden sposób wyróżnione; Wszechświat oglądany z każdego miejsca wygląda (po uśrednieniu w dostatecznie dużej skali) identycznie - > Wszechświat w dużej skali jest jednorodny i izotropowy • A jeśli nie? → Modele niejednorodne.

28. Zasada antropiczna • Żyjemy w takim a nie innym Wszechświecie i w takim a nie innym okresie jego istnienia, wyjątkowo nam sprzyjającym, po prostu dlatego, że w innych nie moglibyśmy się pojawić; prawa fizyki “sprzyjają życiu”, bo gdyby były inne, nie byłoby nas, żebyśmy mogli je obserwować

29. “Wielkie problemy” modelu standardowego • Problem horyzontu: • Dlaczego Wszechświat jest izotropowy? • Obserwacje struktury wielkoskalowej oraz CMB wskazują, że jest i był już ~13 mld lat temu: patrząc w przeciwnych kierunkach nieba, widzimy tę samą strukturę

30. “Wielkie problemy” modelu standardowego: • Problem horyzontu • “horyzont” cząstek r~c*t; w epoce dominacji materii r=3*c*t • W okresie emisji mikrofalowego promieniowania tła (CMBR) przy z~1000 światło mogło przemierzyć r = 3 c t, co odpowiada dzisiaj kątowi 2 stopni na niebie • Obszary bardziej odległe na niebie nie mogły się “skomunikować” w tym czasie • Więc dlaczego CMB jest tak izotropowe, z deltaT/T ~10^5?

31. “Wielkie problemy” modelu standardowego: • Problem płaskości • Dlaczego Wszechświat jest płaski, tzn. Omega_k ~0? Dlaczego wartość parametru gęstości Omega wynosiła od początku niemal dokładnie 1? (Nawet niewielkie odstępstwo od tej wartości szybko by wzrosło) Nie ma żadnych teoretycznych powodów, żeby Wszechświat “wybrał” dokładnie taką wartość, a tymczasem mierzona gęstość Wszechświata odpowiada z dużą dokładnością Omega~1.

32. “Wielkie problemy” modelu standardowego: • Problem asymetrii barionów • Dlaczego istnieje materia? • Obecnie N_fotonów/N_barionów =1,6*10^9 • Fotony nie są już ani tworzone ani niszczone – ta proporcja jest zachowana od czasu emisji CMB • W epoce, kiedy materia z antymaterią płynnie przechodziła w siebie, musiało być 10^9+1 barionów na 10^9 antybarionów • Łamanie symetrii (bez niego N_f/N_b ~10^18) – skąd i dlaczego?

33. “Wielkie problemy” modelu standardowego: • Problem pierwotnych fluktuacji • Skąd się wzięły fluktuacje gęstości (w CMB na poziomie 10^-5), które wytworzyły dzisiejsze struktury? Same statystyczne fluktuacje nie wystarczą.

34. Problem parametrów kosmologicznch • Wszechświat jest nie tylko geometrycznie płaski, ale nawet po uwzględnieniu stałej kosmologicznej gęstość krytyczna dzisiaj Omega_0 = Omega_m + Omega_lambda = 0,28 + 0.72 = 1. Gęstość materii (Omega_m) zmienia się z czasem jak (1+z)^3, podczas gdy gęstość “ciemnej energii” się nie zmienia. Czemu żyjemy akurat w takiej epoce, że te dwie wartości tworzą taką specyficzną kombinację?

35. Problem ciemnej materii i ciemnej energii • Ciemna materia (oddziałujące wyłącznie grawitacyjnie, ew. słabo, masywne nierelatywistyczne cząstki?)‏ • Ciemna energia (stała kosmologiczna? Pole skalarne?) • Czy istnieją? Czym są? Czym można je zastąpić?