Upload
others
View
6
Download
0
Embed Size (px)
Citation preview
K.Bērziņš 2007, Dabas vēsture: Kosmiskā evolūcija 2 1
DABAS VĒSTUREI daļa (5 lekcijas) Kosmiskā evolūcija
Kārlis Bērziņš[email protected]
2. lekcija. Visuma evolūcijas pamati.
2007.09.06.
DABAS VĒSTUREI daļa (5 lekcijas) Kosmiskā evolūcija
Kārlis Bērziņš[email protected]
1. Ievads kosmoloģijā.2. Visuma evolūcijas pamati.3. Reliktais mikroviļņu fona starojums.4. Visuma struktūras veidošanās un attīstība.
Alternatīvās kosmoloģiskās teorijas.5. Zvaigžņu fizikas pamati.
Saules sistēmas kosmogonija.
2007.09.06.
Kursa I daļas temati:
K.Bērziņš 2007, Dabas vēsture: Kosmiskā evolūcija 2 2
DABAS VĒSTURE2. lekcija
• Standarta Visuma modelis. Galvenie pamatpieņēmumi.• Visuma izplešanās. Sarkanā nobīde. • Visuma uzbūve un ģeometrija. • Lielais sprādziens. Visuma evolūcijas posmi.
Inflācijas fāze. • Barioniskā matērija. Tumšā matērija. Tumšā enerģija.• Kosmoloģiskā kodolsintēze.
2007.09.06.
Lekcijas temati:
Visuma evolūcijas pamati.
3 min
400 000 gadi
K.Bērziņš 2007, Dabas vēsture: Kosmiskā evolūcija 2 3
Visuma izskats
APM, Maddox et al.
Vairāk kā 2 milj. galaktiku un 10 milj. zvaigžņu ~1/10 daļa no debesjuma
6cm radio galaktiku novērojumi31000 galaktikas
Peebles 1993
K.Bērziņš 2007, Dabas vēsture: Kosmiskā evolūcija 2 4
Teorijas pamatprincipiIzdarot novērojumus jebkurā virzienā Visumā, mēs novērojam apmēram vienādu ainu.
Līdzīga ir gan Visuma liela-mēroga struktūra, gan reliktā starojuma veidojumi.
Visums ir izotrops ⇒ (!?) homogēns
Izotropija un homogenitāte
a – homogens & izotropsb – homogēns & anizotropsc – nehomogēns & izotropsd – nehomogēns & anizotrops
Homogēns lielos mērogos, nehomogēns mazos
K.Bērziņš 2007, Dabas vēsture: Kosmiskā evolūcija 2 5
Kopernika Kosmoloģiskais principsTo 1935. g. ieviesa angļu astronoms Edward Arthur Milne
Visiem novērotājiem Visums izskatās līdzīgi neatkarīgi no to atrašanās vietas
jebmēs neatrodamies Visumā kādā īpašā vietā.
Taču pastāv arīAntropiskais kosmoloģijas princips:mēs atrodamies Visumā īpašā vietā.
Cilvēks īpašā vieta Visumā• Pielāgotas fundamentālās fizikālās konstantes• Saule – stabila vientuļa zvaigzne
tieši pusmūža vecumā (~4.5×109gadi)• Zeme – īpaša Saules sistēmas planēta
ar lieliem šķidra ūdens krājumiem(šķidrs H2O arī zem Saturna pavadoņa Titāna ledus u.c.)
• No Zemes Mēness un Saules novērojamie leņķiskie izmēri ir apmēram vienādi (aptumsumi)
• Cilvēka dzīvībai piemērotais apgabals uz Zemes:Apdzīvojamās teritorijas lielums –sauszeme dažu km augstuma intervālāAtmosfēras ķīmiskais sastāvs – derīga elpošanaiAtmosfēras spiediens (1 atm) – derīgs elpošanai, asins spiediens u.c.Temperatūra – derīga dzīvošanaicilvēka ķermeņa temperatūras pielaide: ~35±10 ºC
• utt.
K.Bērziņš 2007, Dabas vēsture: Kosmiskā evolūcija 2 6
Olbersa paradokss
• Kāpēc debesis naktī ir tumšas?Johans Keplers (1610) ar šo faktu uzskatīja, ka Visums ir galīgs. Arī Edmunds Halejs (1720), J.P. Loys deChéseaux (1744) un Henrihs Wilhelms M. Olbers (1823) savos darbos apskatīja šo paradoksu.
Ja zvaigznes vienmērīgi piepilda Visumu ⇒tumšās (vai gaišās) debess jeb Olbersa paradokss.
Olbersa paradokss
K.Bērziņš 2007, Dabas vēsture: Kosmiskā evolūcija 2 7
Olbersa paradokss (turpinājums)
Pieņemam vienmērīgu zvaigžņu sadalījumu ar vidējo blīvumu n [zvaigznes tilpuma vienībā] un vidējo starjaudu L [erg s-1].
Sfērisks tilpums ar rādiusu r un biezumu dr satur:4πnr2dr zvaigznes un 4πnLr2dr starjaudas. / 4πcr2
Ieguldījums starojuma enerģijas blīvumā ir: du = (nL/c) drŅemot vērā, ka zvaigznes nav punktveida un tās aizšķērso viena otru:
du = (nL/c) e-rλ dr,kur fotonu brīvais ceļš λ=1/nσ, un σ – šķērsgriezuma laukums 4σ debess
apgabalam. Kopējais starojuma blīvums no visiem sfēriskajiem tilpumiem ir:
Bet tā kā zvaigznes starjauda ir: L= u* σc ⇒u* = u
Bet debesis naktī nav gaišas! Kas ir nepareizi?
)/(/)/(0
cLcnLdrecnLu r σλλ === ∫∞ −
Lineāra Visuma izplešanās
t tt
AB
C
v ∝ l
vAB ≡ dlAB/dt = H0·lABvAC ≡ dlAC/dt = H0·lAC
vBC = vAC – vAB
vBC =H0·lAC – H0·lAB
vBC = H0 (lAC – lAB)= H0·lBC
K.Bērziņš 2007, Dabas vēsture: Kosmiskā evolūcija 2 8
Visuma izplešanās ātrums
Ilgu laiku H0 vērtība bija zināma ļoti aptuveni:40 – 120 (kopš 1975.g.: 50 – 100) km s-1 Mpc-1
un kļūda bija 100%...50%...Bieži lieto pierakstu: H0 = h ·100 km s-1 Mpc-1
vai dažkārt arī: H0 = h50 ·50 km s-1 Mpc-1
E.P. Habls (1936):
536 km s-1 Mpc-1
1 Mpc = 3.086×1019 km
1929
Visuma izplešanās ātrums
E.P. Habls (1936):
536 km s-1 Mpc-1
1929
v = H l + X cosαcosδ + Ysinαsinδ + ZsinδSaules kustības
korekcija24 galaktiku datiHubble 1929:l = 65º, b = 18ºv“ = 280 km s-1
l = 105º, b = 7ºv“ = 308 km s-1
Yahil, Tammann & Sandage 1977:
Freedman et al. (2000):
72 ±8 km s-1 Mpc-1
K.Bērziņš 2007, Dabas vēsture: Kosmiskā evolūcija 2 9
HST mērķprojekts:(Freedman et al. 2000)• Supernovas Ia:
H0 = 72±8 (gadījuma) ± 6 (sistemātiskā) km s-1 Mpc-1
• Tully-Fisher sakarība (S galaktikām):H0 = 71 ± 3 ± 7 km s-1 Mpc-1
• Virsmas spožuma fluktuācijas:H0 = 70 ± 5 ± 6 km s-1 Mpc-1
• Supernovas II:H0 = 72 ± 9 ± 7 km s-1 Mpc-1
• Fundamentālā plakne:H0 = 82 ± 6 ± 9 km s-1 Mpc-1
H0 = 72±8 km s-1 Mpc-1
NGC4603
Ir sasniegta 10% kļūdas robeža!
Apgriežot laika skalu atpakaļJa Visums izplešas, tad agrāk tas bija mazāks:⇒ klasiskā modeļa laik-telpas singularitāte:
Alternatīvas:⇒ Ciklisks (pulsējoša) visums modelis⇒ Stacionārs visuma modelis
Lielais Sprādziens
K.Bērziņš 2007, Dabas vēsture: Kosmiskā evolūcija 2 10
Habla konstantes nozīme
rta
tl
dd
dd =
laal
ta
av
&==
dd1
aaH&
≡
Dinamiskā koordinātu sistēma r (izplešas līdz ar telpu), fiziskais attālums l izsakāms, zinot izplešanās parametru a:
l (t) = a(t) r
Habla konstantes ģeometriskā interpretācija
aaH&
≡
da/dt = tan α
α << 1 ⇒ tan α ≈ α
a0 =1 ⇒ H0 ≈ α
K.Bērziņš 2007, Dabas vēsture: Kosmiskā evolūcija 2 11
Habla konstantes nozīme
τH= 1/H0 = ...? sekundēs =... ? gados– aprēķiniet paši un salīdziniet ar vecāko zvaigžņu vecuma novērtējumu (sk. tālāk)!
Visuma vecums:
t0 = f ·τH = f ·H0-1
Plakana (Eiklīda) standartavisuma modelim:
f=2/3
Visuma vecums• Ķīmisko elementu vecums
(radioaktīvo izotopu daudzuma attiecība)
Vecākie Zemes ieži – 3.8×109 gadiVecākie meteorīti – 4.56×109 gadiJa Visumā visi elementi radušies uzreiz:
t0 = (8 ÷ 11) ×109 gadi (187Re →187Os; t1/2=4×1010 yr)
Ja elementi rodas konstanti: t0 = (11.5 ÷ 17.5) ×109 gadi
K.Bērziņš 2007, Dabas vēsture: Kosmiskā evolūcija 2 12
Visuma vecums (1. turpinājums)
• Vecāko zvaigžņu kopu vecums (galvenās secības zvaigznēm: t ∝ L-0.7)
Chaboyer et al. 1996: tGlob.Cl.. < 12.07 Gyr (CL95%) Chaboyer 1997: tGlob.Cl. =14.6±1.7 Gyr (RR Lyra)
⇒Gratton et al. 1997: tGlob.Cl. = 8.5 ÷ 13.5 GyrReid 1997: tGlob.Cl.. = 11 ÷ 13 GyrChaboyer et al. 1997: tGlob.Cl. =11.5±1.3 Gyr
Hipparcos: zvaigžņu attālumi ir lielāki kā iepriekš uzskatīts!
Visuma vecums (2. turpinājums)
• Baltie punduri (White dwarf – WD)
Oswalt, Smith, Wood & Heintzen 1996:Galaktikas diskā: tWD. = 9.5+1.1
-0.8 Gyr⇒ t0 > 9.5+2= 11.5 GyrHansen et al. 2002: tWD. = 12.7.5±0.7 Gyr
(HST dati lodveida zvaigžņu kopā M4)⇒ t0 = 13÷14 Gyr
K.Bērziņš 2007, Dabas vēsture: Kosmiskā evolūcija 2 13
Visuma ģeometrijaPlakanai Eiklīda telpai:ds2 = (c dt)2 – a2 [(dx1)2 + (dx2)2 + (dx3)2]a – telpas izplešanās parametrs
K – telpas liekums
⇒ Robertsona-Volkera metrika:
( ) ( )
++
−−= 2222
2
2222 sin
1φθθ ddr
Krdracdtds
2
1R
K ≡
RR
K ≡
+
−=
101
K
K= –1 vaļēja telpa∆ α+β+γ < 180˚
K= 0 plakana telpa∆ α+β+γ = 180˚
K= +1 slēgta telpa∆ α+β+γ > 180˚
Telpas liekums
K.Bērziņš 2007, Dabas vēsture: Kosmiskā evolūcija 2 14
Sarkanā nobīde z un izplešanās parametrs a
Sarkanā nobīde: z ≡ (λ0 - λe) / λe
Relatīvistiskais v-ms: Nerel. tuvin.:(korekts Ωm=0 visuma modelim!) z < ~0.1 ⇒ v ≈ cz
Starojumam ds2 = 0:
te+δte⇒ t0+δt0 Ja δte << 1 ⇒ δte=δt0 ≡δtδt0/a0 = δt/aPaņemam viļņa periodu δt0 = 1/νe ⇒ δt0 = 1/ν0νe a = ν0 a0 ⇒ pārejam uz viļņa garumiem a/λe = a0/λ0 λ0 /λe -1= a0 /a -1 ⇒ 1+z = a0/a
( ) )(10 2/12
0 rfKrdr
acdts
rt
te
=−
== ∫∫
vcvcz
−+=+1
Sarkanā nobīdeNovērotājam:
(1 + znov) = (1 + zkosm) (1 + zcits)Vispārīgā gadījumā spēkā ir integrālais v-ms:
Iespējams pierādīt, ka (skat. piem Peacock 1999)
( ) )(1
zlzHz
z δδ =+
∫ Ω++=
z
zzdz
Hcra
00
0 '1)'1('
vcvcz
−+=+1
K.Bērziņš 2007, Dabas vēsture: Kosmiskā evolūcija 2 15
Relatīvistiskā kosmoloģijaSpeciālā relativitātes teorija (1905):Gaismas ātrums
c = const < ∞⇒ Lorenca transformācijas
Vispārīgā relativitātes teorija (1916):Gravitācija ir laik-telpas īpašība.
Einšteina v-mi
αβαβαβαβπλ TcGgRgR 4
821 =−−
αβαβαβπ Tc
GRgR 48
21 =−
Rαβ – Ričī tenzors (raksturo telpas liekumu)
gαβ – metrikas tenzors (raksturo telpas koordinātu sistēmu)
Tαβ – enerģijas momenta tenzors (raksturo vidi)
λ – kosmoloģiskā konstante (vakuuma tumšā enerģija)
Tαβ = (p + ρc2) Uα Uβ - p gαβ,
U – šķidruma ātruma vektorsp un ρ - spiediens un blīvums
K.Bērziņš 2007, Dabas vēsture: Kosmiskā evolūcija 2 16
Einšteina v-mu atrisinajums
Frīdmana v-mus iespējams pārrakstīt formā:
;ρ λπ π
+ − =34
342
2 2pc
cG
H qG
8 3 32
22 2π ρ λG Kc
ac H− + =
Visuma palēnināšanās (paātrinājuma) parametrs:
– definēts tā, lai būtu bezdimensionāls lielums!
a(t) = a0 [1 + H0(t-t0) – ½ q0 H02(t-t0)2 + ... ]
q aaa
aaH
≡ − = −&&
&
&&2 2
Kritiskais blīvumsKinētiskā un potenciālās enerģijaE = ½ mv2 – GMm/r (λ = 0)M = 4/3 π r3 ρE = ½ m H2r2 – 4/3 π G m r2 ρ = m r2 (½H2- 4/3πGρ)E = 0 ⇒ ρc
Blīvuma parametrs: Ω ≡ ρ/ρc
Skaitliski: ρc= 1.88 h2 × 10-29 g cm-3
= 2.775 h-1 × 1011 M / (h-1 Mpc)3.
GH
c πρ
83 2
=
K.Bērziņš 2007, Dabas vēsture: Kosmiskā evolūcija 2 17
Ideāls šķidrumsIdeāla šķidruma stāvokļa v-ms:p = w ρ c2 , kur 0 ≤ w ≤ 1Putekļveida matērijai w=0Starojumam w=1/3
Adiabātiska visuma izplešanās:d(ρc2a3) = –pda3 ⇒ d(ρa3) = –3pc-2a2da
⇒ ρa3(1+w) = const
Piem. putekļiem: ρa3 = ρ0(1+z)-3 = conststarojumam: ρa4 = ρ0(1+z)-4 = const
Frīdmana visuma modeļi
⇒ 8 3 32
22 2π ρ λG Kc
ac H− + =
( ) 22
222
222
3111
38 c
aKcHH
aa
aaG
aa
c
λρρρπ +−=Ω−=
−=
−
&
&&
λ=0:Ω = 1 ⇒ K=0Ω > 1 ⇒ K>0Ω < 1 ⇒ K<0
K.Bērziņš 2007, Dabas vēsture: Kosmiskā evolūcija 2 18
Ω =1, ja λ = 0Ja Ω <1, tad λ > 0Ja Ω >1, tad λ < 0
Ω <1, ja λ = 0Ja Ω =1, tad λ > 0
Ω >1, ja λ = 0Ja Ω =1, tad λ < 0
Inflāc
ija
Kvarkuēra
Had
ronu
ēra
Lept
onu
ēra Starojuma
ēraMatērijas
ēra
Plan
ka
Visu
ms
K.Bērziņš 2007, Dabas vēsture: Kosmiskā evolūcija 2 19
Planka Visums• Planka laiks: tP = (ħ G / c5)1/2 ~ 10-43 s• Planka garums: lP ≅ c tP
• Planka blīvums: ρP ≅ (G tP2)-1 ⇐ Frīdmana v-mi
• Planka masa: mP ≅ ρP lP3
• Heizenberga nenoteiktības princips:∆E ∆t ≅ ħ
∆E ∆t ≅ mP c2 tP ≅ ρP (ctP)3 c2 tP ≅ ħ
Planka Visums skaitļostP ≅ (ħ G / c5)1/2 ~ 10-43 slP ≅ c tP ≅ (ħ G / c3)1/2 ~ 1.7×10-33 cmρP ≅ (c5 / ħ G2)1/2 ~ 4×1093 g cm-3
mP ≅ (ħ c / G)1/2 ~ 2.5×10-5 gEP ≅ mP c2 ≅ (ħ c5 / G)1/2 ~ 1.2×1019 GeVTP ≅ EP / kB ≅ (ħ c5 / G)1/2 kB
-1 ~ 1.4×1032 K
K.Bērziņš 2007, Dabas vēsture: Kosmiskā evolūcija 2 20
Standarta Visuma modelisKarsts Lielais Sprādziens< 10-43 s – klasiskā modeļa singularitāte
Vispārīgā relatīvitātes teorija sabrūk – nepieciešama kvantu gravitācijas teorija.
~ 10-43 s – Planka Visums~ 10-34 s – Inflācija – ļoti strauja izplešanās fāze
t =10-34 s, T=1032 Kstiprie, vājie un elektromagnetiskie spēki ir apvienojušies – GUT (Grand Unified Theory)
Inflācijas fāzeRelikatā starojuma homogenitāte => ārpus Visuma horizonta atrodošos apgabalu mijiedarbības cēlonis –
Inflācijas teorija (Alan Guth, 1980)t~10-35 sVisuma izplešanās ātrums ir proporcionāls izmēriem
(inflācija). Visuma izmēri 10-34 s palielinās 2 reizes, bet visā inflācijas fāzes laikā apmēram 10-32 suzpūšas ~1050 reizes!
K.Bērziņš 2007, Dabas vēsture: Kosmiskā evolūcija 2 21
Inflācijas fāzeInflācijas laikā K→0 un Ω→1
Visuma evolūcija
Kvarku ēra: 10-43 – 10-10 (10-8) s, T >1014-15 KVisas iespējamās elementārdaļiņas
Hadronu ēra: 10-10 (10-8) – 10-4 s, T >1012 KEksistē protoni, neitroni, mezoni
Leptonu ēra: 10-4 – 1(10) s, T >1010 KEksistē elektronu–pozitronu pāri, taču leptonu–antileptonu pāri
atkal anihilējas. Reliktais neitrīno starojums: nν0 ~ 600 cm3.
Starojuma ēra: 1(10) s – 0.3×106 gadiPirmajās 3 min rodas 4He, 3He, 2H un 7Li(Smagāki Visuma elementi evolūcijā rodas daudz vēlāk – zvaigžņu dzīlēs!)
Pēc masas Visumā eksistē: 75% H un 25% 4He ...
K.Bērziņš 2007, Dabas vēsture: Kosmiskā evolūcija 2 22
Standarta Visuma modelis
Starojuma dominējošā Visumā: T[K]=1010 · t[s]-1/2
110
1001 000
10 000100 000
1 000 00010 000 000
100 000 0001 000 000 000
10 000 000 000
0,00001 0,001 0,1 10 1000 100000 1E+07 1E+09 1E+11
Visuma vecums gados
T,
K
Rekombinācija
Starojums un viela
StarojumsTagad
3K
Visuma evolūcija (turpinājums)
T = 3000 K ⇒ RekombinācijaStarojums atdalās no vielas = reliktais starojumsT0= 2.728 ± 0.004 K
(T = 6000 K)
COBE Apmēram tajā pašā laikā iestājas matērijas ēra:
Visums ir ļoti homogens 1:100000No šīm nehomogenitātēm izaug Visuma struktūra!
K.Bērziņš 2007, Dabas vēsture: Kosmiskā evolūcija 2 23
Vakuuma enerģija no CMB+SNIaVarbūtības (Likelihood) kontūras,pieņemot par zināmiem pārējos parametrus (n,Ωb,h,etc).
CMBSNIaGalaktiku kopu masas
ΩΛ=0.7Ωm=0.3
Visums sastāv no:
Tumšās enerģijas blīvums
ΩΛ = 1/3 c4ΛH–2
K.Bērziņš 2007, Dabas vēsture: Kosmiskā evolūcija 2 24
Tumšā matērija eksistē
Bullet Cluster (1E 0657-56)Markevitch et al. 2006
Novērojumi:• optiskie
+• Rentgenstaru
+• gravitācijas
lēca
Chandra
HST
Bullet cluster
K.Bērziņš 2007, Dabas vēsture: Kosmiskā evolūcija 2 25
Bullet cluster
Bullet cluster
K.Bērziņš 2007, Dabas vēsture: Kosmiskā evolūcija 2 26
Bullet cluster
Bullet cluster
K.Bērziņš 2007, Dabas vēsture: Kosmiskā evolūcija 2 27
Bullet cluster
Markevitch et al. 2004, Hayashi & White 2006
vBullet=4800 +1100 -800 km/s
Tumšās matērijas nepieciešamībaGalaktiku rotācijas līknes liecina par apslēptas
masas esamību – tumšā matērija.
Galaktiku kopās M/L > Mteor/L liecina par tumšās matērijas dominēšanu.
K.Bērziņš 2007, Dabas vēsture: Kosmiskā evolūcija 2 28
Visuma matērijaNo inflācijas seko: Ω = Ωm+ ΩΛ=1Ωm veido:• Starojums (CBR): Ωγ• Neitrīno starojums: Ων• Barioni (parastā matērija mums visapkārt): Ωb• Cita gravitatīva matērija - tumšā matērija
(Dark Matter): ΩDM
Reliktā starojuma novērojumi: Ωγ h2=2.480×10–5
h=0.72: Ωγ=4.8×10–5 – nebūtiski maz
Visuma matērija: masīvi neitrīnoSākotnēji tika uzskatīts, ka neitrino nav masas:
Ων = 0.68 Ωγ
Sudbury Neutrino Observatory (SNO) un Super-Kamiokandenovērojumi liecināja, ka neitrīno oscilē un tāpēc tiem ir masa.
Neitrīno katras saimes blīvums šodien ir 113 cm–3.Ων h2=∑mi / 93.5eV
Ja h=0.72 un m~17eV, tad Visums var būt noslēgts!
Pašreizējās eksperimentālās augšējās masas robežas:νe: m < 2.2 eVνµ: m < 2.19 MeVντ: m < 18 MeV
Bet Saules νe un νµ oscilācija saka: ∆m~10–4 eV
K.Bērziņš 2007, Dabas vēsture: Kosmiskā evolūcija 2 29
Visuma matērija: barioniKosmoloģiskā kodolsintēze nosaka:
Ωb h2=0.02±0.002
Ja h=0.72: Ωb = 0.039No kura zvaigznes: Ωzvaigznes ~ 0.005...0.01
No galaktiku kopu novērojumiem (no kuriem 10% ir barioni): Ωm ~ 0.25
Ja Ω ≡1, tad ΩΛ ~ 0.7
Tumšās matērijas kandidāti• Cita nedetektēta barioniskā matērija
difūza karstā gāzeMACHO (Massive compact halo objects, baltie punduri, neitronu zvaigznes, melnie caurumi, brūnie punduri, planētas...)
• Nebarioniskā matērijamasīvi neitrīnoaxionineitralino
- eksotiskas vēl neatklātas daļiņas
K.Bērziņš 2007, Dabas vēsture: Kosmiskā evolūcija 2 30
MACHOAr mikrolēcošanās tehniku
ir atklāti vairāki MACHO notikumi!
Kallivayalil et al.2006
Tipiski Hallo objekti ar M <10 M veido <40% DM.(Alcock et al. 2001. ApJ 550 L169)
Kosmoloģiskā kodolsintēzeBBN – Big Bang Nucleosinthesis
K.Bērziņš 2007, Dabas vēsture: Kosmiskā evolūcija 2 31
BBN: protoni/neitroniSākuma nosacījumus (t<<1s) nosaka protonu-neitronu attiecība:
Reakcijas notiek līdz T~ 1 MeV, kamēr n un p ir relatīvistiski.Pēc tam pakļaujas Bolcmaņa sadalījumam:
Neitronu daudzums iesalst pie kBT ~ 0,8 MeV (t=1,7s): nn/np = 0.2
n ↔ p + e– + νe
νe + n ↔ p + e–
e+ +n ↔ p + νe
TkTkmc
p
n BB eenn /MeV3.1/2 −∆− ==
Tālāk notiek neitronu sabrukšana (τn=886.7±1.2 s).
Tas uzliek ierobežojumu BBN turpmākajam ilgumam.
BBN: deitērijsTālāk, kad temperatūra nokrītas līdz T~ 100 keV (t~100s)
rodas 2D:
Pēc tam, rodas 3T, 3He un 4He, kā arī 7Li.
Pieņemot, ka visi n ir izveidojuši 4He:
p + n ↔ 2D + γ
np
np
nnnn
X+−
=1
121−
+=
+−
−=n
p
np
np
nn
nnnn
Y
Neitroniem sabrūkot np/nn = 1/7, un tāpēc Y=0.25
K.Bērziņš 2007, Dabas vēsture: Kosmiskā evolūcija 2 32
Izotopu tabulaPārtraukumiA=5A=8
BBN: elementu rašanāsVieglo elementu kodolsintēze:
4He radīšana: 7Li radīšana (pārkāpjpt A=5 barjeru):
2D + 2D → 3T + p2D + n → 3T + γ
2D + p → 3He + γ2D + 2D → 3He + n3He + n → 3T + p
2D + 2D → 4He + γ2D + 3He → 4He + p3T + 2D → 4He + n
3He + 3He → 4He + 2p3T + p → 4He + γ
3He + n → 4He + γ
3He + 4He → 7Be + γ7Be → 7Li + e+ + νe
3T + 4He → 7Li + e+ + νe
K.Bērziņš 2007, Dabas vēsture: Kosmiskā evolūcija 2 33
Astronoma elementu periodiskā tabula
X:Y:ZMasas daļas: X - H, Y - He, Z – pārējo elementu (“metālu”)X+Y+Z=1
Reakciju aprēķiniOlive 1999
K.Bērziņš 2007, Dabas vēsture: Kosmiskā evolūcija 2 34
BBN
Burles, Nollett & Turner, 1999
BBNBBN modelis
ierobežo barionublīvumu kosmosā.
K.Bērziņš 2007, Dabas vēsture: Kosmiskā evolūcija 2 35
4He daudzumsTeorija un novērojumi
Teorētiskā līkne ar 2σ
Novērojumudati
≡1010 η = 273 ΩB h2Barionu-fotonu attiecība:Burles, Nollett & Turner, 1999
4He daudzumsTeorija un novērojumi
Teorētiskā līkne ar 2σ
Novērojumudati
≡1010 η = 273 ΩB h2Barionu-fotonu attiecība:Burles, Nollett & Turner, 1999
K.Bērziņš 2007, Dabas vēsture: Kosmiskā evolūcija 2 36
4He daudzumsNovērojumi
Burles, Nollett & Turner, 1999
7Li daudzumsTeorija un novērojumi
Teorētiskā līkne ar 2σ
Novērojumudati
≡1010 η = 273 ΩB h2Barionu-fotonu attiecība:Burles, Nollett & Turner, 1999
K.Bērziņš 2007, Dabas vēsture: Kosmiskā evolūcija 2 37
7Li daudzums
Burles, Nollett & Turner, 1999
Vecām (Galaktikas halo) zvaigznēm: 7Li/H =1.6×10–10
Neitrīno skaits
Burles, Nollett & Turner, 1999
K.Bērziņš 2007, Dabas vēsture: Kosmiskā evolūcija 2 38
Visuma evolūcija
Reliktaisstarojums