Что такое findslide.org?

FindSlide.org - это сайт презентаций, докладов, шаблонов в формате PowerPoint.

Для правообладателей

Обратная связь

Email: Нажмите что бы посмотреть

Презентация на тему Как расширяется Вселенная?

Содержание

2. Будущее Вселенной можно определить зная ее прошлое
3. Проблема Стандартной свечи!!!
4. Галактики ?Сверхновые ???
5. В середине 1980-х активно исследовались сверхновые типа
6. Изображение переменной звезды Миры (омикрон Кита), сделанное
7. Сверхновая SN 1994D в галактике NGC 4526 (яркая точка в нижнем левом углу)
8. Трудности и проблемы наблюдения SnIa:Возможно ли наблюдать
9. Проблема 1:SnIa – достаточно редкое явление. Одна
10. Pennypacker & Perlmutter 1987:F/1 широкопольная CCD камера
12. Стратегия наблюдений
13. Проблема 2 (идентификация сверхновых типа SnIa):
14. Спектр типичной сверхновой Ia SN 1995al вблизи
15. SnIa с z = 0.55
16. Коррекция потока за красное смещение спектра и коррекция поглощения пылью фильтрацией в двух полосах.
17. Сильно покрасневшие сверхновые. Поглощение пылью или пекулярные???Проблема «Стандартной свечи»!!!
18. SnIa малой яркости обладают меньшими характерными временами
19. Сверхновые типа Ia обладают всеми необходимыми свойствами,
20. Спектр мощности реликтового излучения (распределение энергии по
21. Наблюдения свидетельствуют, что наше пространство в целом
22. Для источника с известной светимостью L измеренный
25. Наблюдения большого числа SnIa к 1999 г.
26. В случае Ωm + ΩΛ = 1
27. Наблюдения сверхновых, расположенных на разных дистанциях и
28. Параметрами при построении графиков являются красное смещение,
30. Разница в модулях расстояния известных космологических сверхновых
34. Скачать презентацию
35. Похожие презентации

Будущее Вселенной можно определить зная ее прошлое

Главная
Разное
Как расширяется Вселенная?

Как расширяется Вселенная?За что дают Нобелевскую премию?Премия по физике за 2011 г.

Будущее Вселенной можно определить зная ее прошлое

В середине 1980-х активно исследовались сверхновые типа Ia (SnIa) и началось активное

Изображение переменной звезды Миры (омикрон Кита), сделанное космическим телескопом им. Хаббла в

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

Трудности и проблемы наблюдения SnIa:Возможно ли наблюдать их на больших расстояниях и

Проблема 1:SnIa – достаточно редкое явление. Одна вспышка на галактику за 100-500

Pennypacker & Perlmutter 1987:F/1 широкопольная CCD камера для Anglo-Australian 4-m telescope (AAT).

Проблема 2 (идентификация сверхновых типа SnIa):

Спектр типичной сверхновой Ia SN 1995al вблизи максимума блеска. По оси ординат

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

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

SnIa малой яркости обладают меньшими характерными временами нарастания и спада яркости. Наличие

Сверхновые типа Ia обладают всеми необходимыми свойствами, чтобы проверить ожидаемое замедление со

Спектр мощности реликтового излучения (распределение энергии по угловым масштабам, то есть по

Наблюдения свидетельствуют, что наше пространство в целом евклидово и радиус кривизны стремится

Для источника с известной светимостью L измеренный поток l. В таком случае,

Наблюдения большого числа SnIa к 1999 г. показали, что модели Большого Взрыва

В случае Ωm + ΩΛ = 1 и P = 0 (пылевидная материя) существует

Наблюдения сверхновых, расположенных на разных дистанциях и анализ потока как функции плотности

Параметрами при построении графиков являются красное смещение, плотность энергии гравитирующей материи и

Разница в модулях расстояния известных космологических сверхновых Ia в различных космологических моделях

Слайды презентации

Слайд 2 Будущее Вселенной можно определить зная ее прошлое

Слайд 3 Проблема Стандартной свечи!!!

Слайд 4 Галактики ?
Сверхновые ???

Слайд 5 В середине 1980-х активно исследовались сверхновые типа Ia

В середине 1980-х активно исследовались сверхновые типа Ia (SnIa) и началось

(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 Search with C. Pennypacker & S. Perlmutter

Слайд 6 Изображение переменной звезды Миры (омикрон Кита), сделанное космическим

Изображение переменной звезды Миры (омикрон Кита), сделанное космическим телескопом им. Хаббла

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 Сверхновая SN 1994D в галактике NGC 4526 (яркая

точка в нижнем левом углу)

Слайд 8 Трудности и проблемы наблюдения SnIa:

Возможно ли наблюдать их

Трудности и проблемы наблюдения SnIa:Возможно ли наблюдать их на больших расстояниях

на больших расстояниях и в достаточно большом количестве для

решения задач космологии?
Возможна ли надежная идентификация SnIa вне зависимости от расстояния до них?
Насколько верны наши представления о «стандартной свече»? (Проблема пыли и возраста Вселенной на момент вспышки)
Возникали ли сверхновые SnIa на промежутке времени более 5 млрд лет?

Слайд 9 Проблема 1:

SnIa – достаточно редкое явление. Одна вспышка

Проблема 1:SnIa – достаточно редкое явление. Одна вспышка на галактику за

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 Pennypacker & Perlmutter 1987:
F/1 широкопольная CCD камера для

Pennypacker & Perlmutter 1987:F/1 широкопольная CCD камера для Anglo-Australian 4-m telescope

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

Слайд 12 Стратегия наблюдений

Слайд 13 Проблема 2 (идентификация сверхновых типа SnIa):

Слайд 14 Спектр типичной сверхновой Ia SN 1995al вблизи максимума

Спектр типичной сверхновой Ia SN 1995al вблизи максимума блеска. По оси

блеска. По оси ординат отложена интенсивность излучения. Самая сильная

линия поглощения на длине волны около 6000 ангстрем принадлежит однократно ионизованному кремнию

Слайд 15 SnIa с z = 0.55

Слайд 16 Коррекция потока за красное смещение спектра и коррекция

поглощения пылью фильтрацией в двух полосах.

Слайд 17 Сильно покрасневшие сверхновые. Поглощение пылью или пекулярные???
Проблема «Стандартной

свечи»!!!

Слайд 18 SnIa малой яркости обладают меньшими характерными временами нарастания

SnIa малой яркости обладают меньшими характерными временами нарастания и спада яркости.

и спада яркости. Наличие такой зависимости делает возможной коррекцию

на общее характерное время для кривой блеска, что сводит все SnIa к одной абсолютной величине.

Стандартная свеча!!!

Слайд 19 Сверхновые типа Ia обладают всеми необходимыми свойствами, чтобы

Сверхновые типа Ia обладают всеми необходимыми свойствами, чтобы проверить ожидаемое замедление

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 Спектр мощности реликтового излучения (распределение энергии по угловым

Спектр мощности реликтового излучения (распределение энергии по угловым масштабам, то есть

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 Наблюдения свидетельствуют, что наше пространство в целом евклидово

Наблюдения свидетельствуют, что наше пространство в целом евклидово и радиус кривизны

и радиус кривизны стремится к бесконечности.
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 Для источника с известной светимостью L измеренный поток

Для источника с известной светимостью L измеренный поток l. В таком

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 q0 нет необходимости в знании M и h0 с 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

Слайд 24

Слайд 25 Наблюдения большого числа SnIa к 1999 г. показали,

Наблюдения большого числа SnIa к 1999 г. показали, что модели Большого

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 В случае Ωm + ΩΛ = 1 и

В случае Ωm + ΩΛ = 1 и P = 0 (пылевидная материя)

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 Наблюдения сверхновых, расположенных на разных дистанциях и анализ

Наблюдения сверхновых, расположенных на разных дистанциях и анализ потока как функции

потока как функции плотности энергии гравитирующей материи и космологической

постоянной дают 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 Параметрами при построении графиков являются красное смещение, плотность

Параметрами при построении графиков являются красное смещение, плотность энергии гравитирующей материи

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

Слайд 30 Разница в модулях расстояния известных космологических сверхновых Ia

Разница в модулях расстояния известных космологических сверхновых Ia в различных космологических

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. Riess et al. 2001, astro-ph/0104455]