Sterrekunde

Hoe groot die energie van die elektromagnetiese straling in die heelal primordiaal is

Hoe groot die energie van die elektromagnetiese straling in die heelal primordiaal is


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Volgens my begrip kan daar gesê word dat daar twee "soorte" elektromagnetiese straling is wat die heelal vul. Eerstens het u die oerstraling van 'n tyd kort na die oerknal. Dan het u 'n 'nuwer' bestraling vanweë die feit dat u begin met baie diffuse wolke van hoofsaaklik waterstof wat saamval en planete, sterre, swart gate, ensovoorts vorm, wat potensiële energie omskakel na hitte-uitstraling en in die sterre het u natuurlik ook fusie wat hitte produseer wat wegstraal.

Kan jy iets sê soos:

X persent van die energie van die elektromagnetiese straling in die heelal is primordiaal en (100 -x) persent van die energie van die elektromagnetiese straling in die heelal is van nuwer oorsprong, en indien wel, wat is X?

Ek bedoel as u ongeveer 13 miljard jaar gelede alle "oerstraling" magies sou verwyder ", sou ons vandag nog baie straling in die heelal hê.


Groot ontploffing

In 1929 vergelyk Edwin Hubble die afstande van die sterrestelsels met hul rooi verskuiwings en vind hy 'n lineêre verband. Hy het die rooi verskuiwings geïnterpreteer as gevolg van die afnemende snelhede van die sterrestelsels. Alhoewel die verklaring vandag algemeen aanvaar word deur die sterrekundiges, het Hubble destyds voorgestel dat daar kritici van hierdie interpretasie was en dit diegene wat die naam oerknal geskep het. Deur die tyd agteruit te loop, 'n effek wat die groot geknak genoem word, kan ons aflei dat die heelal vroeër baie kleiner en uiters dig was.

Die hoë vertroue wat die teorie geniet, is meestal gebaseer op vier waarnemingspilare:

'N Algemeen aanvaarde tydlyn vir die geskiedenis van die heelal:

10 -35 sekondes
Die Heelal ervaar 'n ramp wat al die tyd en tyd genereer, sowel as al die materie en energie wat die Heelal ooit sal inhou. Vir 'n onbegryplike klein fraksie van 'n sekonde is die heelal 'n oneindige digte, warm vuurbal. Die heersende teorie beskryf 'n eienaardige vorm van energie (donker energie) wat die weefsel van die ruimte uitstoot. 'N Wegholproses genaamd' Inflasie 'veroorsaak 'n groot uitbreiding van die ruimte gevul met hierdie energie. Die inflasie-uitbreiding word slegs vertraag wanneer hierdie energie in materie en energie getransformeer word soos ons dit ken.

10 -6 sekondes
Na inflasie, 'n miljoenste sekonde na die oerknal, gaan die heelal steeds uit, maar nie so vinnig nie. Namate dit uitbrei, word dit minder dig en koel dit af. Die basiese kragte in die natuur word onderskei: eers swaartekrag, dan die sterk krag wat atome se kerne bymekaar hou, gevolg deur die swak en elektromagnetiese kragte. Teen die eerste sekonde bestaan ​​die heelal uit fundamentele deeltjies en energie: kwarke, elektrone, fotone, neutrino's en minder bekende soorte. Hierdie deeltjies breek saam om protone en neutrone te vorm.

3 sekondes
Protone en neutrone kom saam om die kern van eenvoudige elemente te vorm: waterstof, helium en litium. Dit sal nog 300 000 jaar neem voordat elektrone in wentelbane om hierdie kerne gevang word om stabiele atome te vorm.

10 000 jaar
Die eerste belangrike era in die geskiedenis van die heelal is een waarin die meeste energie in die vorm van straling is - verskillende golflengtes van lig, X-strale, radiogolwe en ultravioletstrale. Hierdie energie is die oorblyfsel van die oorspronklike vuurbal, en namate die heelal uitbrei, word die golwe van straling tot vandag toe uitgestrek en verdun, dit vorm die flou gloed van mikrogolwe wat die hele heelal bad.

300 000 jaar
Op hierdie oomblik is die energie in materie en die energie in bestraling gelyk. Maar terwyl die meedoënlose uitbreiding voortduur, word die golwe van die lig gerek tot laer en laer energie, terwyl die saak grotendeels onaangeraak beweeg. Ongeveer hierdie tyd word neutrale atome gevorm deurdat elektrone verbind word met waterstof- en heliumkerne. Die mikrogolf-agtergrondstraling kom vanaf hierdie oomblik en gee ons dus 'n direkte beeld van hoe materie op hierdie vroeë tydstip versprei is.

300 miljoen jaar
Swaartekrag versterk effense onreëlmatighede in die digtheid van die oergas. Alhoewel die heelal vinnig voortgaan om uit te brei, word sakke gas al hoe digter. Sterre ontbrand binne hierdie sakke, en groepe sterre word die vroegste sterrestelsels. Hierdie punt is nog 12 tot 15 miljard jaar voor die hede. Die Hubble-ruimteteleskoop het onlangs van die vroegste sterrestelsels wat nog ooit gesien is, vasgelê. Dit verskyn as klein blou kolletjies in die Hubble Deep Field-beelde.

15 miljard jaar
Die Son is gebore.


Ten spyte van die selfkonsekwentheid en merkwaardige sukses van die Big Bang-model om die evolusie van die heelal tot 'n fraksie van 'n sekonde terug te beskryf, is daar nog 'n aantal onbeantwoorde vrae oor die aanvanklike toestand van die heelal.

Die vlakheidsprobleem
Waarom is die materiaaldigtheid van die Heelal so naby aan die onstabiele kritieke waarde tussen ewige uitbreiding en terugval in 'n groot krisis?

Die horisonprobleem
Waarom lyk die Heelal in alle rigtings dieselfde as dit ontstaan ​​uit streke wat oorsaaklik verbonde is? Hierdie probleem is die ergste vir die baie gladde kosmiese mikrogolf-agtergrondstraling.

Die probleem met digtheidskommelings
Die versteurings wat swaartekragtelik in duie gestort het om sterrestelsels te vorm, moes oorspronklik van oorsprong wees, waarvandaan dit ontstaan ​​het?

Die donker materie probleem
Van watter dinge word die Heelal hoofsaaklik gemaak? Berekeninge met nukleosintese dui daarop dat die donker materie van die heelal waarskynlik nie uit gewone materie bestaan ​​nie - neutrone en protone.

Die eksotiese oorblyfselsprobleem
Fase-oorgange in die vroeë Heelal gee onvermydelik aanleiding tot topologiese defekte, soos monopole, en eksotiese deeltjies. Waarom sien ons hulle nie vandag nie?

Die termiese toestand probleem
Waarom moet die heelal in termiese ewewig begin as daar geen meganisme is waardeur dit by baie hoë temperature gehandhaaf kan word nie?

Die kosmologiese konstante probleem
Waarom is die kosmologiese konstante 120 orde van grootte kleiner as wat naïef van die kwantumgravitasie verwag word?

Die enkelheidsprobleem
Die kosmologiese singulariteit by t = 0 is 'n oneindige toestand van energiedigtheid, en die algemene relatiwiteit voorspel sy eie afbreek.

Die tydskaalprobleem
Is onafhanklike metings van die ouderdom van die heelal konsekwent met behulp van Hubble se konstante en sterre leeftyd?


Kosmologie is 'n vinnig veranderende navorsingsgebied en oplossings vir hierdie probleme word tans bestudeer en voorgestel. Terwyl sommige raaisels opgelos word, verduur ander, en nuwe raaisels word ontbloot.


Inhoud

Volgens huidige modelle is die struktuur van die sigbare heelal in die volgende stadiums gevorm:

Baie vroeë heelal

In hierdie stadium was een of ander meganisme, soos kosmiese inflasie, verantwoordelik vir die vasstelling van die aanvanklike toestande van die heelal: homogeniteit, isotropie en vlakheid. [3] [6] Kosmiese inflasie sou ook klein kwantumskommelings (voorinflasie) versterk het tot effense digtheid rimpels van oordigtheid en onderdigtheid (postinflasie).

Groei van struktuur

Die vroeë heelal is oorheers deur straling, in hierdie geval groei digtheidsskommelings groter as die kosmiese horison eweredig aan die skaalfaktor, aangesien die swaarte van die gravitasiepotensiaal konstant bly. Strukture kleiner as die horison het feitlik gevries gebly weens die oorheersing van bestraling wat groei belemmer. Namate die heelal uitgebrei het, daal die digtheid van straling vinniger as materie (as gevolg van rooi verskuiwing van fotonenergie) het dit gelei tot 'n kruising wat materie-straling gelykheid genoem word

50 000 jaar na die oerknal. Hierna kon alle donker materie rimpels vrylik groei en saad vorm waarin die barione later kon val. Die grootte van die heelal in hierdie periode vorm 'n omset in die materie-magspektrum wat in groot rooiverskuiwings gemeet kan word.

Rekombinasie Wysig

Die heelal is gedurende die grootste deel van hierdie stadium deur straling oorheers, en as gevolg van die intense hitte en bestraling is die oerwaterstof en helium volledig geïoniseer tot kerne en vrye elektrone. In hierdie warm en digte situasie kon die straling (fotone) nie ver beweeg voordat Thomson 'n elektron verstrooi nie. Die heelal was baie warm en dig, maar het vinnig uitgebrei en daarom verkoel. Uiteindelik, op 'n bietjie minder as 400 000 jaar na die 'knal', het dit koel genoeg geword (ongeveer 3000 K) vir die protone om negatiewe gelaaide elektrone vas te vang en neutrale waterstofatome te vorm. (Heliumatome het ietwat vroeër gevorm as gevolg van hul groter bindingsenergie). Nadat byna al die gelaaide deeltjies in neutrale atome gebind was, het die fotone nie meer met mekaar in wisselwerking gestaan ​​nie en kon hulle die volgende 13,8 miljard jaar voortplant, sien ons die fotone wat tans met 'n faktor 1090 afgeskuif word, af na 2.725 K as die Kosmiese mikrogolfagtergrondstraling (CMB) wat vandag se heelal vul. Verskeie merkwaardige ruimtelike missies (COBE, WMAP, Planck) het baie klein variasies in die digtheid en temperatuur van die CMB waargeneem. Hierdie variasies was subtiel, en die CMB lyk in alle rigtings amper dieselfde. Die geringe temperatuurvariasies van orde 'n paar dele in 100.000 is egter van groot belang, want dit was eintlik vroeë "sade" waaruit alle daaropvolgende komplekse strukture in die heelal uiteindelik ontwikkel het.

Die teorie oor wat na die eerste 400 000 jaar van die heelal gebeur het, is een van hiërargiese struktuurvorming: die kleiner swaartekraggebonde strukture soos materie-pieke wat die eerste sterre en sterretrosse bevat wat eerste gevorm is, en hierdie het dan saamgevoeg met gas en donker materie om sterrestelsels te vorm gevolg deur groepe, trosse en superklusters van sterrestelsels.

Die heel vroeë heelal is nog steeds 'n swak begrip van die fundamentele fisika. Die heersende teorie, kosmiese inflasie, lewer 'n goeie werk om die waargenome vlakheid, homogeniteit en isotropie van die heelal te verklaar, asook die afwesigheid van eksotiese oorblyfselsdeeltjies (soos magnetiese monopole). 'N Ander voorspelling wat deur waarneming bevestig word, is dat klein versteurings in die oer-heelal die latere struktuurvorming saai. Hierdie skommelinge, alhoewel dit die grondslag vorm vir alle strukture, kom die duidelikste voor as klein temperatuurskommelings by een deel in 100.000. (Om dit in perspektief te plaas, sal dieselfde vlak van skommelinge op 'n topografiese kaart van die Verenigde State geen kenmerk van 'n paar sentimeter toon nie. [ opheldering nodig ]) Hierdie skommelinge is van kritieke belang, omdat dit die sade bied waaruit die grootste strukture kan groei en uiteindelik kan ineenstort om sterrestelsels en sterre te vorm. COBE (Kosmiese agtergrondverkenner) het die eerste opsporing van die intrinsieke skommelinge in die kosmiese mikrogolf-agtergrondstraling in die negentigerjare opgemerk.

Daar word geglo dat hierdie versteurings 'n baie spesifieke karakter het: dit vorm 'n Gaussiese ewekansige veld waarvan die kovariansie-funksie skuins en byna skaal-onveranderlik is. Waargenome skommelinge het presies hierdie vorm, en ook die spektrale indeks gemeet aan WMAP - die spektrale indeks meet die afwyking van 'n skaal-onveranderlike (of Harrison-Zel'dovich) spektrum - is amper die waarde wat voorspel word deur die eenvoudigste en sterkste inflasie-modelle. 'N Ander belangrike eienskap van die oersteurings, dat dit adiabaties is (of isentropies is tussen die verskillende soorte materie wat die heelal saamstel), word voorspel deur kosmiese inflasie en is bevestig deur waarnemings.

Ander teorieë oor die baie vroeë heelal word voorgestel wat beweer dat hulle soortgelyke voorspellings maak, soos die brane-gas-kosmologie, die sikliese model, die voor-oerknal-model en die holografiese heelal, maar dit bly ontluikend en word nie algemeen aanvaar nie. Sommige teorieë, soos kosmiese snare, word grotendeels deur toenemend presiese gegewens weerlê.

Die horisonprobleem Wysig

'N Belangrike konsep in struktuurvorming is die begrip Hubble-radius, wat dikwels eenvoudig die genoem word horison, aangesien dit nou verwant is aan die deeltjiehorison. Die Hubble-radius, wat verband hou met die Hubble-parameter H < displaystyle H> as R = c / H < displaystyle R = c / H>, waar c < displaystyle c> die spoed van die lig is, definieer, grofweg , die volume van die nabygeleë heelal wat onlangs (in die laaste uitbreidingstyd) in oorsaaklike kontak met 'n waarnemer was. Aangesien die heelal voortdurend uitbrei, neem sy energiedigtheid voortdurend af (in die afwesigheid van werklik eksotiese materie soos fantoomenergie). Die Friedmann-vergelyking hou die energiedigtheid van die heelal in verband met die Hubble-parameter en toon aan dat die Hubble-radius voortdurend toeneem.

Die horisonprobleem van die oerknal-kosmologie sê dat, sonder inflasie, steurings nooit in oorsaaklike kontak was voordat hulle die horison binnegekom het nie, en die homogeniteit en isotropie van byvoorbeeld die grootskaalse sterrestelselsverspreidings kan dus nie verklaar word nie. Dit is omdat, in 'n gewone Friedmann – Lemaître – Robertson – Walker-kosmologie, die Hubble-radius vinniger toeneem as wat die ruimte uitbrei, sodat steurings net die Hubble-radius binnegaan en nie deur die uitbreiding uitgedruk word nie. Hierdie paradoks word opgelos deur kosmiese inflasie, wat daarop dui dat die Hubble-radius gedurende 'n fase van vinnige uitbreiding byna konstant was. Dus is grootskaalse isotropie te danke aan kwantumskommelings wat tydens kosmiese inflasie geproduseer word en buite die horison gedruk word.

Die einde van inflasie word herverhitting genoem, wanneer die inflasiepartikels in 'n warm, termiese plasma van ander deeltjies verval. In hierdie tydvak is die energie-inhoud van die heelal geheel en al bestraling, met standaardmodelleeltjies wat relativistiese snelhede het. Namate die plasma afkoel, word vermoed dat baryogenese en leptogenese plaasvind, terwyl die kwark-gluon-plasma afkoel, vind die breking van die elektriese simmetrie plaas en word die heelal hoofsaaklik saamgestel uit gewone protone, neutrone en elektrone. Namate die heelal verder afkoel, vind die oerknal nukleosintese plaas en word klein hoeveelhede deuterium-, helium- en litiumkerne geskep. Namate die heelal afkoel en uitbrei, begin die energie in fotone weer skuif, deeltjies word nie-relativisties en gewone materie begin die heelal oorheers. Uiteindelik begin atome vorm soos vrye elektrone aan kerne bind. Dit onderdruk Thomson-verspreiding van fotone. Gekombineer met die skaarsheid van die heelal (en gevolglike toename in die gemiddelde vrye pad van fotone), maak dit die heelal deursigtig en word die kosmiese mikrogolfagtergrond by rekombinasie uitgestraal (die oppervlak van laaste verstrooiing).

Akoestiese ossillasies

Die oerplasma sou baie geringe oordigtheid van die materie gehad het, vermoedelik voortspruitend uit die vergroting van kwantumskommelings tydens inflasie. Wat ook al die bron is, hierdie oormatige aantrekkingskrag lok swaar. Maar die intense hitte van die byna konstante foton-materie-interaksies van hierdie era soek eerder kragtig na termiese ewewig, wat 'n groot hoeveelheid uiterlike druk skep. Hierdie teenwerkende swaartekragte en druk skep ossillasies, analoog aan klankgolwe wat deur drukverskille in die lug geskep word.

Hierdie versteurings is belangrik, aangesien dit verantwoordelik is vir die subtiele fisika wat lei tot die kosmiese mikrogolfagtergrond anisotropie. In hierdie tydperk ossilleer die amplitude van versteurings wat die horison binnedring sinusvormig, met digte streke wat skaarser word en dan weer digter word, met 'n frekwensie wat verband hou met die grootte van die steuring. As die versteuring 'n integrale of half integraal aantal kere ossilleer tussen die horison en die herkombinasie, lyk dit as 'n akoestiese piek van die kosmiese mikrogolf-agtergrondanisotropie. ('N Halwe ossillasie, waarin 'n digte streek 'n seldsame streek word of andersom, verskyn as 'n hoogtepunt omdat die anisotropie as 'n kragspektrum, so onderdigtheid dra net soveel by tot die krag as oordensiteite.) Die fisika wat die gedetailleerde piekstruktuur van die mikrogolfagtergrond bepaal, is ingewikkeld, maar hierdie ossillasies bied die essensie. [7] [8] [9] [10] [11]

Een van die belangrikste besef wat kosmoloë in die 1970's en 1980's gemaak het, was dat die meerderheid van die materie-inhoud in die heelal nie uit atome bestaan ​​nie, maar eerder 'n geheimsinnige vorm van materie wat bekend staan ​​as donker materie. Donker materie wissel deur die swaartekrag, maar dit bestaan ​​nie uit barione nie, en dit is baie akkuraat bekend dat dit nie straling uitstraal of absorbeer nie. Dit kan bestaan ​​uit deeltjies wat interaksie het deur die swak interaksie, soos neutrino's, [12] maar dit kan nie heeltemal saamgestel word uit die drie bekende soorte neutrino's nie (hoewel sommige voorstel dat dit 'n steriele neutrino is). Onlangse bewyse dui aan dat daar ongeveer vyf keer soveel donker materie is as baryoniese materie, en dat die dinamika van die heelal in hierdie tydvak dus deur donker materie oorheers word.

Donker materie speel 'n deurslaggewende rol in struktuurvorming omdat dit slegs die swaartekrag ervaar: die onstabiliteit van die swaartekrag Jeans wat kompakte strukture laat vorm, word deur geen krag soos stralingsdruk gekant nie. As gevolg hiervan begin donker materie in duie stort in 'n komplekse netwerk van donker materie-stralekringe voor normale materie, wat deur drukkragte belemmer word. Sonder donker materie sou die tydperk van sterrestelsels aansienlik later in die heelal plaasvind as wat waargeneem word.

Die fisika van struktuurvorming in hierdie tydvak is besonder eenvoudig, aangesien verstoring van donker materie met verskillende golflengtes onafhanklik ontwikkel. Namate die Hubble-radius in die uitbreidende heelal groei, omvat dit groter en groter steurnisse. Tydens materieoorheersing groei alle oorsaaklike versteurings van donker materie deur gravitasiegroepering. Die korter golflengteversteurings wat tydens bestralingsoorheersing ingesluit word, het egter hul groei vertraag totdat die materiaal oorheers. In hierdie stadium word verwag dat ligte, baroniese materie die evolusie van die donker materie eenvoudig sal weerspieël, en die verspreiding daarvan moet mekaar opspoor.

Dit is eenvoudig om hierdie 'lineêre kragspektrum' te bereken, en as 'n instrument vir kosmologie is dit van vergelykbare belang vir die kosmiese mikrogolfagtergrond. Melkwegopnames het die kragspektrum gemeet, soos die Sloan Digital Sky Survey, en deur opnames van die Lyman-α-bos. Aangesien hierdie bestraling waargeneem word wat uitgestraal word uit sterrestelsels en kwasars, meet dit nie die donker materie direk nie, maar die grootskaalse verspreiding van sterrestelsels (en absorbsielyne in die Lyman-α-bos) sal na verwagting die verspreiding van donker materie noukeurig weerspieël .Dit hang af van die feit dat sterrestelsels groter en meer in digter dele van die heelal sal wees, terwyl dit in skaars streke relatief skaars sal wees.

Wanneer die versteurings voldoende gegroei het, kan 'n klein gebied aansienlik digter word as die gemiddelde digtheid van die heelal. Op hierdie stadium word die betrokke fisika aansienlik ingewikkelder. Wanneer die afwykings van homogeniteit klein is, kan die donker materie as 'n druklose vloeistof behandel word en deur baie eenvoudige vergelykings ontwikkel word. In streke wat aansienlik digter is as die agtergrond, moet die volledige Newtonse gravitasieteorie ingesluit word. (Die Newtonse teorie is toepaslik omdat die massas wat hierby betrokke is, baie minder is as die wat nodig is om 'n swart gat te vorm, en die swaartekrag kan geïgnoreer word, aangesien die ligkruistyd vir die struktuur steeds kleiner is as die kenmerkende dinamiese tyd.) Een teken dat die lineêre en vloeibare benaderings ongeldig word, is dat donker materie bytings begin vorm waarin die trajekte van aangrensende deeltjies kruis, of deeltjies begin wentel. Hierdie dinamika word die beste verstaan Nliggaamsimulasies (alhoewel 'n verskeidenheid semi-analitiese skemas, soos die Press-Schechter-formalisme, in sommige gevalle gebruik kan word). Alhoewel hierdie simulasies in beginsel redelik eenvoudig is, is dit moeilik om dit te implementeer, aangesien dit miljoene of selfs miljarde deeltjies moet simuleer. Ten spyte van die groot aantal deeltjies, weeg elke deeltjie boonop 10 9 sonmassas en kan diskretiseringseffekte beduidend word. Die grootste simulasie vanaf 2005 is die Millennium-simulasie. [13]

Die resultaat van Nliggaamsimulasies dui daarop dat die heelal grootliks bestaan ​​uit leemtes waarvan die digthede so laag as een tiende van die kosmologiese gemiddelde kan wees. Die saak kondenseer in groot filamente en hale wat 'n ingewikkelde webagtige struktuur het. Dit vorm sterrestelselgroepe, trosse en superklusters. Alhoewel dit lyk asof die simulasies breedweg met waarnemings ooreenstem, word die interpretasie daarvan bemoeilik deur die begrip van hoe digte ophopings van donker materie die vorming van sterrestelsels aanspoor. In die besonder vorm baie meer klein stralekrans as wat ons in sterrekundige waarnemings as dwergstelsels en bolvormige trosse sien. Dit staan ​​bekend as die probleem van die Dwergstelselstelsel, en 'n verskeidenheid verduidelikings word voorgestel. Die meeste beskou dit as 'n effek in die ingewikkelde fisika van sterrestelselvorming, maar sommige het voorgestel dat dit 'n probleem is met ons model van donker materie en dat die effek, soos warm donker materie, die vorming van die kleinste hale voorkom.

Die laaste fase in evolusie kom wanneer barioene in die middelpunte van sterrestelselhelos saamtrek om sterrestelsels, sterre en kwasars te vorm. Donker materie versnel die vorming van digte hale baie. Aangesien donker materie nie stralingsdruk het nie, is die vorming van kleiner strukture uit donker materie onmoontlik. Dit is omdat donker materie nie die hoekmomentum kan versprei nie, terwyl gewone baroniese materie kan ineenstort om digte voorwerpe te vorm deur die hoekmomentum deur stralingsverkoeling te versprei. Die verstaan ​​van hierdie prosesse is 'n baie moeilike rekenaarprobleem, omdat dit die fisika van swaartekrag, magnetohydrodinamika, atoomfisika, kernreaksies, turbulensie en selfs algemene relatiwiteit kan betrek. In die meeste gevalle is dit nog nie moontlik om simulasies uit te voer wat kwantitatief met waarnemings vergelyk kan word nie, en die beste wat bereik kan word, is benaderde simulasies wat die belangrikste kwalitatiewe kenmerke van 'n proses soos 'n stervorming illustreer.

Kosmologiese versteurings

Baie van die probleme, en baie van die geskille, om die grootskaalse struktuur van die heelal te verstaan, kan opgelos word deur 'n beter begrip van die keuse van maatstaf in algemene relatiwiteit. Deur die skalar-vektor-tensor-ontbinding, bevat die maatstaf vier skalêre versteurings, twee vektorversteurings en een tensorversteuring. Slegs die skalêre versteurings is betekenisvol: die vektore word eksponensieel onderdruk in die vroeë heelal, en die tensormodus lewer slegs 'n klein (maar belangrike) bydrae in die vorm van primitiewe swaartekragstraling en die B-modi van die kosmiese mikrogolf-agtergrondpolarisasie. Twee van die vier skalaarmodusse kan verwyder word deur 'n fisies betekenislose koördinaattransformasie. Watter modi geëlimineer word, bepaal die oneindige aantal moontlike maatstawwe. Die gewildste maat is Newtoniaanse maat (en die nou verwante konforme Newtoniaanse maat), waarin die behoue ​​skalare die Newtonse potensiaal Φ en Ψ is, wat presies ooreenstem met die Newtonse potensiële energie van die Newtonse swaartekrag. Baie ander meters word gebruik, insluitend sinchrone meter, wat 'n doeltreffende maatstaf vir numeriese berekening kan wees (dit word gebruik deur CMBFAST). Elke maat bevat steeds 'n paar onfisiese grade van vryheid. Daar is 'n sogenaamde maat-invariante formalisme, waarin slegs maat-veranderlike kombinasies van veranderlikes in ag geneem word.

Inflasie en aanvanklike toestande

Die aanvanklike toestande vir die heelal word vermoedelik voortspruit uit die skaal van onveranderlike kwantummeganiese skommelinge van kosmiese inflasie. Die versteuring van die agtergrondenergiedigtheid op 'n gegewe punt ρ (x, t) < displaystyle rho ( mathbf , t)> in die ruimte word dan gegee deur 'n isotropiese, homogene Gaussiese ewekansige veld van gemiddelde nul. Dit beteken dat die ruimtelike Fourier-transformasie van ρ < displaystyle rho> - ρ ^ (k, t) < displaystyle < hat < rho >> ( mathbf , t)> het die volgende korrelasiefunksies


Die donker kant van die heelal ondersoek: Op soek na oergravitasiegolwe

Om na die volgende grens in die astrofisika en kosmologie te vorder, hang af van ons vermoë om die teenwoordigheid van 'n spesifieke soort golf in die ruimte op te spoor, 'n oer-swaartekraggolf. Net soos rimpelings wat oor 'n dam beweeg, strek hierdie golwe die stof van die ruimte self terwyl dit verbygaan. As hierdie swak en ontwykende golwe opgespoor word, kan dit 'n ongekende blik op die vroegste oomblikke van ons heelal bied.

In 'n artikel wat verskyn op 21 Mei Wetenskap, Lawrence Krauss, ASU teoretiese fisikus en kosmoloog, en navorsers van die Universiteit van Chicago en die Fermi Nasionale Laboratorium ondersoek die mees waarskynlike opsporingsmetode van hierdie golwe, met die ondersoek na kosmiese mikrogolfstraling (CMB) wat die gewildste metode is.

Gedurende die afgelope eeu het die astronomie 'n rewolusie gehad deur die gebruik van nuwe metodes om die heelal waar te neem, maar die oorsprong van donker energie en donker materie is vandag nog onbekend. Die antwoord op hierdie en ander raaisels kan ons vereis om terug te kyk na die vroegste oomblikke van die Big Bang-uitbreiding. Vrae van oorsprong, soos "Hoe het die heelal begin?" lok fassinasie en is aan die voorpunt van die ASU se Origins-projek, wat Krauss regisseer.

"Voor 'n periode van 380,000 jaar na die oerknal was die heelal ondeursigtig vir elektromagnetiese straling," het Krauss, 'n professor in ASU se School of Earth and Space Exploration, en die afdeling fisika in die College of Liberal Arts and Sciences gesê. "Dus, om vroeër tye te verken, moet ons na ander waarneembare buite die elektromagnetiese spektrum soek. Gravitasiegolwe wissel baie swak met materie, en dus kan swaartekraggolwe wat aan die begin van die tyd geproduseer word, ongehinderd na ons toe beweeg, wat 'n moontlike nuwe sonde van die kosmologie van die vroeë heelal. "

In 1916 het Albert Einstein die bestaan ​​van swaartekraggolwe voorspel. Gebaseer op sy teorie van algemene relatiwiteit, laat voorwerpe die ruimte rondom hulle krom. Wanneer groot massas deur die ruimte beweeg, word 'n steuring gegenereer in die vorm van gravitasiegolwe, maar as gevolg van die swakte van swaartekrag, moet astronomiese hoeveelhede materie beweeg word om golwe te genereer op 'n skaal wat werklik waarneembaar kan wees.

"Stel jou voor dat jy in die ruimte ver weg van die aarde af dryf, langs twee spieëls wat kilometers van mekaar af is," het Krauss gesê. "As 'n gravitasiegolf deur die ruimte voortplant, sou u sien dat die afstand tussen die twee voorwerpe toeneem en dan ritmies afneem namate die golf beweeg, miskien met 'n amper onmerkbare hoeveelheid. As hierdie golwe deur die hele heelal voortplant, kan dit aanhou om krag te verminder. , maar hulle sal nooit stop of vertraag nie, omdat hulle in wese onbelemmerd deur materie beweeg. '

'Primordial Gravitational Waves and Cosmology' is geskryf deur Krauss Scott Dodelson, Fermi National Laboratory en die Universiteit van Chicago en Stephan Meyer, University of Chicago. In hul Wetenskap Hulle het vasgestel dat daar twee hoofbronne van gravitasiegolwe is: die inflasie onmiddellik na die oerknal en die moontlike fase-oorgange op vroeë tye. Ander hedendaagse bronne kan insluit botsende swart gate of twee groot sterre wat om mekaar wentel.

Alhoewel hierdie ruimtetyd rimpelings vir mense onmerkbaar is, word hoogs sensitiewe detektore en eksperimente soos die Laser Interferometer Gravitational Wave Observatory (LIGO), wat in Livingston, La, geleë is, ontwerp om presies sulke golwe te soek. Gravitasiebestraling uit die vroeë heelal kan indirek opgespoor word deur die effek daarvan op die polarisasie van die CMB-straling (relikstraling van die oerknal wat deur al die ruimtes deurdring). Die huidige generasie direkte swaartekraggolfdetektors, LIGO ingesluit, het egter nie voldoende sensitiwiteit om die seine van moontlike oergravitasiegolwe te ondersoek nie.

"Die grootste sensitiwiteit vir 'n oer-swaartekraggolf kom van die kenmerkende gedetailleerde patroon van polarisasie in die CMB," het Krauss gesê. "As swaartekraggolwe wat deur inflasie of fase-oorgange geproduseer word, bestaan ​​het toe kosmiese mikrogolf-agtergrondstraling geskep is, sou dit op die CMB gedruk word en as polarisasie bespeur word."

Net so uitdagend as om op te spoor, is die tegnologie om voldoende sensitiewe eksperimente op te stel, in die hand - en die moeite werd, volgens Krauss.

"Terwyl ons die tweede dekade van die 21ste eeu binnegaan, is ons gereed om 'n nuwe ryk van presisie-kosmologie te betree, een wat 'n dramatiese nuwe venster kan bied op die vroeë heelal en die fisiese prosesse wat die oorsprong en evolusie daarvan regeer," het Krauss gesê. . "Die Planck-satelliet van die Europese Ruimte-agentskap is ontwerp om die CMB oor die hele lug te beeld, met ongekende sensitiwiteit en hoekoplossing, en sal binne die volgende drie tot vier jaar nuwe data oor polarisasie verskaf en daarmee hoop ons op direkte waarnemings van golwe vanaf die begin van tyd."

Verhaalbron:

Materiaal verskaf deur Arizona Staatsuniversiteit. Opmerking: inhoud kan volgens styl en lengte geredigeer word.


5.2 Die elektromagnetiese spektrum

Voorwerpe in die heelal stuur 'n enorme verskeidenheid elektromagnetiese straling uit. Wetenskaplikes noem hierdie reeks die elektromagnetiese spektrum, wat hulle in 'n aantal kategorieë verdeel het. Die spektrum word in Figuur 1 getoon, met inligting oor die golwe in elke deel of band.

Straling en die Aarde se atmosfeer.

Figuur 1. Hierdie figuur toon die bande van die elektromagnetiese spektrum en hoe goed die Aarde se atmosfeer dit oordra. Let daarop dat hoëfrekwensiegolwe uit die ruimte dit nie na die oppervlak haal nie en daarom vanuit die ruimte waargeneem moet word. Sommige infrarooi- en mikrogolwe word deur water geabsorbeer en kan dus die beste waargeneem word vanaf groot hoogtes. Lae-frekwensie radiogolwe word geblokkeer deur die aarde se ionosfeer. (krediet: wysiging van werk deur STScI / JHU / NASA)

Tipes elektromagnetiese straling

Elektromagnetiese straling met die kortste golflengtes, nie langer as 0,01 nanometer nie, word gekategoriseer as gammastrale (1 nanometer = 10 –9 meter sien aanhangsel D). Die naam gamma kom uit die derde letter van die Griekse alfabet: gammastrale was die derde soort bestraling wat van radioaktiewe atome ontdek is toe fisici eers hul gedrag ondersoek het. Omdat gammastrale baie energie dra, kan dit gevaarlik wees vir lewende weefsels. Gamma-bestraling word diep in die binnekant van sterre gegenereer, asook deur die gewelddadigste verskynsels in die heelal, soos die sterftes van sterre en die samesmelting van sterre lyke. Gammastrale wat na die aarde kom, word deur ons atmosfeer geabsorbeer voordat hulle die grond bereik (wat 'n goeie ding vir ons gesondheid is). Hulle kan dus slegs met behulp van instrumente in die ruimte bestudeer word.

Daar word na elektromagnetiese straling met golflengtes tussen 0,01 nanometer en 20 nanometer verwys X-strale. Aangesien X-strale meer energiek is as sigbare lig, is dit in staat om sagte weefsels deur te dring, maar nie bene nie, en stel ons dus in staat om foto's te maak van die skaduwees van die bene in ons. Terwyl X-strale 'n kort lengte mensvleis kan binnedring, word hulle gestuit deur die groot aantal atome in die Aarde se atmosfeer waarmee hulle interaksie het. X-straal-sterrekunde (soos gammastraal-sterrekunde) kon dus nie ontwikkel voordat ons maniere uitgevind het om instrumente bo ons atmosfeer uit te stuur nie (Figuur 2).

X-Ray Sky.

Figuur 2. Dit is 'n kaart van die lug wat ingestel is op sekere soorte X-strale (gesien bo die aarde se atmosfeer). Die kaart kantel die lug sodat die skyf van ons Melkwegweg oor sy middel loop. Dit is saamgestel en kunsmatig gekleur uit data wat deur die Europese ROSAT-satelliet versamel is. Elke kleur (rooi, geel en blou) toon X-strale met verskillende frekwensies of energieë. Rooi skets byvoorbeeld die gloed van 'n warm plaaslike gasborrel rondom ons, geblaas deur een of meer ontploffende sterre in ons kosmiese omgewing. Geel en blou toon meer bronne van X-strale, soos oorblyfsels van ander ontplofde sterre of die aktiewe middelpunt van ons Melkweg (in die middel van die foto). (krediet: wysiging van werk deur NASA)

Straling tussen X-strale en sigbare lig is ultraviolet (wat hoër energie as violet beteken). Buite die wêreld van die wetenskap word ultraviolet lig soms "swart lig" genoem omdat ons oë dit nie kan sien nie. Ultravioletstraling word meestal geblokkeer deur die osoonlaag van die Aarde se atmosfeer, maar 'n klein fraksie van die ultravioletstrale van ons son dring deur om sonbrand of, in uiterste gevalle van oorblootstelling, velkanker by mense te veroorsaak. Ultraviolet sterrekunde kan ook die beste vanuit die ruimte gedoen word.

Elektromagnetiese straling met golflengtes tussen ongeveer 400 en 700 nm word genoem sigbare lig want dit is die golwe wat menslike visie kan waarneem. Dit is ook die band van die elektromagnetiese spektrum wat die aardoppervlak maklikste bereik. Hierdie twee waarnemings is nie toevallig nie: menslike oë het ontwikkel om die soorte golwe te sien wat die effektiefste van die son af kom. Sigbare lig dring effektief deur die aarde se atmosfeer, behalwe as dit tydelik deur wolke geblokkeer word.

Tussen sigbare lig en radiogolwe is die golflengtes van infrarooi of hitte-bestraling. Die sterrekundige William Herschel het die eerste keer in 1800 infrarooi ontdek toe hy probeer het om die temperatuur van verskillende kleure sonlig in 'n spektrum te meet. Hy het opgemerk dat toe hy sy termometer per ongeluk buite die rooiste kleur geplaas het, dit steeds verwarming geregistreer het as gevolg van onsigbare energie wat van die son af kom. Dit was die eerste wenk oor die bestaan ​​van die ander (onsigbare) bande van die elektromagnetiese spektrum, alhoewel dit baie dekades sou duur voordat ons volle begrip sou ontwikkel.

'N Hitte-lamp straal meestal infrarooi bestraling uit, en die senuwee-eindes in ons vel is sensitief vir hierdie band van die elektromagnetiese spektrum. Infrarooi golwe word geabsorbeer deur water- en koolstofdioksiedmolekules, wat meer laag in die aarde se atmosfeer gekonsentreer is. Om hierdie rede kan infrarooi sterrekunde die beste gedoen word vanaf hoë bergtoppe, hoogvliegende vliegtuie en ruimtetuie.

Na infrarooi kom die bekende mikrogolfoond, gebruik in kortgolfkommunikasie en mikrogolfoonde. (Golflengtes wissel van 1 millimeter tot 1 meter en word opgeneem deur waterdamp, wat dit effektief maak om voedsel te verhit.) Die “mikro-” voorvoegsel verwys na die feit dat mikrogolwe klein is in vergelyking met radiogolwe, die volgende op die spektrum. . U kan onthou dat tee — wat vol water is — vinnig in u mikrogolfoond opwarm, terwyl 'n keramiekbeker — waaruit water verwyder is deur bak - koel bly in vergelyking.

Alle elektromagnetiese golwe wat langer is as mikrogolwe word genoem radio golwe, maar dit is so 'n breë kategorie dat ons dit oor die algemeen in verskeie onderafdelings verdeel. Van die bekendste hiervan is radargolwe, wat deur verkeersbeamptes in radargewere gebruik word om voertuigspoed te bepaal, en AM-radiogolwe, wat die eerste was wat vir uitsending ontwikkel is. Die golflengtes van hierdie verskillende kategorieë wissel van meer as 'n meter tot honderde meter, en ander radiostraling kan golflengtes hê tot 'n paar kilometer.

Met so 'n wye verskeidenheid golflengtes interaksie nie alle radiogolwe op dieselfde manier met die Aarde se atmosfeer nie. FM- en TV-golwe word nie opgeneem nie en kan maklik deur ons atmosfeer beweeg. AM-radiogolwe word geabsorbeer of gereflekteer deur 'n laag in die atmosfeer van die aarde, genaamd die ionosfeer (die ionosfeer is 'n laag gelaaide deeltjies aan die bokant van ons atmosfeer, wat geproduseer word deur interaksies met sonlig en gelaaide deeltjies wat uit die son gestoot word).

Ons hoop dat hierdie kort opname u met een sterk indruk gelaat het: hoewel sigbare lig is wat die meeste mense met sterrekunde assosieer, is die lig wat ons oë kan sien slegs 'n klein fraksie van die wye reeks golwe wat in die heelal gegenereer word. Vandag verstaan ​​ons dat die beoordeling van een of ander astronomiese verskynsel deur slegs die lig te gebruik wat ons sien, is soos om onder die tafel by 'n groot ete te skuil en al die gaste op hul skoene te beoordeel. Daar is baie meer aan elke persoon as wat ons onder die tafel sien. Dit is baie belangrik vir diegene wat deesdae sterrekunde bestudeer, om nie 'chauviniste met sigbare ligte' te wees nie - om slegs die inligting wat deur hul oë gesien word, te respekteer terwyl hulle die inligting wat versamel word deur instrumente wat sensitief is vir ander bande van die elektromagnetiese spektrum, ignoreer.

Tabel gee 'n opsomming van die bande van die elektromagnetiese spektrum en dui die temperature en tipiese astronomiese voorwerpe aan wat elke soort elektromagnetiese straling uitstraal. Alhoewel sommige van die soorte straling in die tabel onbekend lyk, sal u dit beter leer ken namate u sterrekunde gaan. U kan na hierdie tabel terugkeer as u meer leer oor die soorte voorwerpe wat sterrekundiges bestudeer.

Tipes elektromagnetiese straling
Tipe straling Golflengtebereik (nm) Uitgestraal deur voorwerpe by hierdie temperatuur Tipiese bronne
Gamma-strale Minder as 0,01 Meer as 10 8 K Geproduseer in kernreaksies benodig baie energie-hoë prosesse
X-strale 0.01–20 10 6 –10 8 K Gas in trosse sterrestelsels, supernova-oorblyfsels, sonkorona
Ultraviolet 20–400 10 4 –10 6 K Supernova-oorblyfsels, baie warm sterre
Sigbaar 400–700 10 3 –10 4 K Sterre
Infrarooi 10 3 –10 6 10–10 3 K Koel stof- en gaswolke, planete, mane
Mikrogolfoond 10 6 –10 9 Minder as 10 K Aktiewe sterrestelsels, pulse, kosmiese agtergrondstraling
Radio Meer as 10 9 Minder as 10 K Supernova-oorblyfsels, pulsars, koue gas

Straling en temperatuur

Sommige astronomiese voorwerpe straal meestal infrarooi straling uit, ander meestal sigbare lig, en ander weer meestal ultravioletstraling. Wat bepaal die soort elektromagnetiese straling wat deur die son, sterre en ander digte astronomiese voorwerpe uitgestraal word? Die antwoord blyk dikwels hulle te wees temperatuur.

Op mikroskopiese vlak is alles in die natuur in beweging. 'N Vaste stof is saamgestel uit molekules en atome in aanhoudende vibrasie: hulle beweeg heen en weer op hul plek, maar hul beweging is te klein vir ons oë om uit te merk. 'N Gas bestaan ​​uit atome en / of molekules wat vrylik teen hoë spoed rondvlieg, voortdurend op mekaar stamp en die omliggende materiaal bombardeer. Hoe warmer die vaste stof of gas, hoe vinniger beweeg die molekules of atome daarvan. Die temperatuur van iets is dus 'n maatstaf van die gemiddelde bewegingsenergie van die deeltjies waaruit dit bestaan.

Hierdie beweging op mikroskopiese vlak is verantwoordelik vir baie van die elektromagnetiese straling op aarde en in die heelal. Namate atome en molekules beweeg en bots, of vibreer, plaas hulle elektrone elektromagnetiese straling af. Die eienskappe van hierdie bestraling word bepaal deur die temperatuur van daardie atome en molekules. In 'n warm materiaal vibreer die individuele deeltjies byvoorbeeld op hul plek of beweeg hulle vinnig van botsings, sodat die vrygestelde golwe gemiddeld meer energiek is. En onthou dat golwe met hoër energie 'n hoër frekwensie het. In baie koel materiaal het die deeltjies atoom- en molekulêre bewegings met lae energie en genereer dit dus laer-energie golwe.

Stralingswette

Om, in meer kwantitatiewe besonderhede, die verband tussen temperatuur en elektromagnetiese straling te begryp, stel ons ons voor 'n geïdealiseerde voorwerp genaamd a swartliggaam. So 'n voorwerp weerspieël of versprei geen bestraling nie, anders as u trui of u astronomie-instrukteur se kop, maar absorbeer al die elektromagnetiese energie wat daarop val. Die energie wat opgeneem word, veroorsaak dat die atome en molekules daarin vibreer of met toenemende snelhede rondbeweeg. Namate dit warmer word, sal hierdie voorwerp elektromagnetiese golwe uitstraal totdat absorpsie en straling in balans is. Ons wil so 'n geïdealiseerde voorwerp bespreek, want soos u sal sien, optree sterre byna dieselfde.

Die bestraling van 'n swartliggaam het verskillende eienskappe, soos geïllustreer in Figuur 3. Die grafiek toon die krag wat by elke golflengte uitgestraal word deur voorwerpe van verskillende temperature. In die wetenskap, die woord krag beteken die energie wat per sekonde afgaan (en dit word gewoonlik gemeet in watt, waarvan u waarskynlik vertroud is met die koop van gloeilampe).

Stralingswette geïllustreer.

Figuur 3. Hierdie grafiek toon in arbitrêre eenhede hoeveel fotone by elke golflengte vir voorwerpe by vier verskillende temperature afgegee word. Die golflengtes wat ooreenstem met sigbare lig word deur die gekleurde bande getoon. Let op dat by warmer temperature meer energie (in die vorm van fotone) by alle golflengtes vrygestel word. Hoe hoër die temperatuur, hoe korter is die golflengte waarop die piek hoeveelheid energie uitgestraal word (dit staan ​​bekend as Wien se wet).

Let eers op dat die kurwes toon dat ons swartliggaam-voorwerp by elke temperatuur straling (fotone) by alle golflengtes (alle kleure) uitstraal. Dit is omdat sommige molekules of atome in enige vaste of digter gas vibreer of beweeg tussen botsings stadiger as die gemiddelde en sommige beweeg vinniger as die gemiddelde. As ons dus kyk na die vrygestelde elektromagnetiese golwe, vind ons 'n wye spektrum van energieë en golflengtes. Meer energie word vrygestel teen die gemiddelde vibrasie- of bewegingsnelheid (die hoogste deel van elke kromme), maar as ons 'n groot aantal atome of molekules het, sal daar energie by elke golflengte opgespoor word.

Tweedens, let op dat 'n voorwerp by 'n hoër temperatuur meer krag uitstraal op alle golflengtes as 'n koeler. In 'n warm gas (die hoër kurwes in Figuur 3), byvoorbeeld, het die atome meer botsings en gee dit meer energie af. In die regte wêreld van sterre beteken dit dat warmer sterre op elke golflengte meer energie afgee as koeler sterre.

Derdens wys die grafiek ons ​​dat hoe hoër die temperatuur, hoe korter is die golflengte waarteen die maksimum krag vrygestel word. Onthou dat 'n korter golflengte 'n hoër frekwensie en energie beteken. Dit is dus sinvol dat warm voorwerpe 'n groter fraksie van hul energie op korter golflengtes (hoër energieë) afgee as koel voorwerpe. U het al voorbeelde van hierdie reël in die alledaagse lewe opgemerk. As 'n brander op 'n elektriese stoof laag aangeskakel is, gee dit slegs hitte uit, dit is infrarooi straling, maar gloei nie met sigbare lig nie. As die brander op 'n hoër temperatuur ingestel is, begin dit 'n dowwe rooi skyn. By 'n hoër posisie gloei dit helderder oranje-rooi (korter golflengte). By selfs hoër temperature, wat nie met gewone stowe bereik kan word nie, kan metaal skitterend geel of selfs blou-wit lyk.

Ons kan hierdie idees gebruik om 'n rowwe soort 'termometer' te bedink om die temperatuur van sterre te meet. Omdat baie sterre die meeste van hul energie in sigbare lig afgee, is die kleur van die lig wat die voorkoms van 'n ster oorheers 'n rowwe aanduiding van die temperatuur daarvan. As een ster rooi en 'n ander blou lyk, watter een het die hoër temperatuur? Omdat blou die korter golflengte kleur het, is dit die teken van 'n warmer ster. (Let daarop dat die temperatuur wat ons in die wetenskap met verskillende kleure assosieer nie dieselfde is as wat kunstenaars gebruik nie. In die kuns word rooi dikwels 'n 'warm' kleur genoem en blou 'n 'koel' kleur. Net so sien ons gewoonlik rooi op die kraan. of lugversorgingskontroles om warm temperature aan te dui en blou om koue temperature aan te dui. Alhoewel dit algemeen gebruik word vir ons in die daaglikse lewe, in die natuur, is dit andersom.)

Ons kan 'n meer presiese stertermometer ontwikkel deur te meet hoeveel energie 'n ster by elke golflengte afgee en deur diagramme soos Figuur 3 op te stel. Die ligging van die piek (of maksimum) in die kragkurwe van elke ster kan ons die temperatuur daarvan vertel. Die gemiddelde temperatuur op die oppervlak van die son, dit is waar die straling wat ons sien, uitgestraal word, blyk 5800 K. te wees. (Gedurende hierdie teks gebruik ons ​​die kelvin of absolute temperatuurskaal. Op hierdie skaal vries water op 273 K en kook by 373 K. Alle molekulêre beweging staak by 0 K. Die verskillende temperatuurskale word beskryf in Aanhangsel D.) Daar is sterre koeler as die son en sterre warmer as die son.

Die golflengte waarteen die maksimum drywing uitgestraal word, kan volgens die vergelyking bereken word:

waar die golflengte in nanometer (een miljardste meter) is en die temperatuur in K is (die konstante 3 x 10 ^ 6 het eenhede van nm × K). Hierdie verhouding word genoem Wien se wet. Vir die son is die golflengte waarteen die maksimum energie uitgestraal word, 520 nanometer, wat naby die middel is van die gedeelte van die elektromagnetiese spektrum wat sigbare lig genoem word. Kenmerkende temperature van ander sterrekundige voorwerpe, en die golflengtes waarteen hulle die meeste van hul krag uitstraal, word in Tabel gelys.

Bereken die temperatuur van 'n swartliggaam

Ons kan die wet van Wien gebruik om die temperatuur van 'n ster te bereken mits ons die golflengte van die piekintensiteit vir sy spektrum ken. As die uitgestraalde straling van 'n rooi dwergster 'n golflengte van maksimum krag by 1200 nm het, wat is die temperatuur van hierdie ster, as ons aanvaar dat dit 'n swartliggaam is?

Oplossing

Die oplossing van Wien se wet vir temperatuur gee:

Kontroleer u leer

Wat is die temperatuur van 'n ster waarvan die maksimum lig by 'n baie korter golflengte van 290 nm uitgestraal word?

ANTWOORD:

Aangesien hierdie ster 'n piekgolflengte het wat op 'n korter golflengte (in die ultravioletgedeelte van die spektrum) is as dié van ons son (in die sigbare deel van die spektrum), moet dit geen verrassing wees dat die oppervlaktemperatuur daarvan baie warmer is nie as ons son s'n.

Ons kan ook ons ​​waarneming beskryf dat warmer voorwerpe meer krag op alle golflengtes in 'n wiskundige vorm uitstraal. As ons die bydraes uit alle dele van die elektromagnetiese spektrum saamvat, verkry ons die totale energie wat deur 'n swartliggaam vrygestel word. Wat ons gewoonlik van 'n groot voorwerp soos 'n ster meet, is die energievloei, die krag wat per vierkante meter vrygestel word. Die woord vloed beteken hier 'vloei': ons stel belang in die stroom van krag na 'n gebied (soos die area van 'n teleskoopspieël). Dit blyk dat die energievloei van 'n swart liggaam by temperatuur T is eweredig aan die vierde krag van sy absolute temperatuur. Hierdie verhouding staan ​​bekend as die Stefan-Boltzmann-wetgewing en kan in die vorm van 'n vergelyking geskryf word as:

waar F staan ​​vir die energievloei en σ (Griekse letter sigma) is 'n konstante getal (5,67 × 10-8).

Let op hoe indrukwekkend hierdie resultaat is. Die verhoging van die temperatuur van 'n ster sal 'n geweldige uitwerking hê op die krag wat dit uitstraal. As die son byvoorbeeld twee keer so warm was - dit wil sê as hy 'n temperatuur van 11 600 K het - sal dit 2 4, of 16 keer meer krag uitstraal as nou. As die temperatuur verdriedubbel, sal die kraglewering 81 keer verhoog word. Warm sterre skyn regtig 'n geweldige hoeveelheid energie.

Berekening van die krag van 'n ster

Terwyl die energievloei ons vertel hoeveel krag 'n ster per vierkante meter uitstraal, wil ons dikwels weet hoeveel totale krag deur die ster vrygestel word. Ons kan dit bepaal deur die energievloei te vermenigvuldig met die aantal vierkante meter op die oppervlak van die ster. Sterre is meestal bolvormig, dus kan ons die formule 4π gebruikR 2 vir die oppervlakte, waar R is die radius van die ster. Die totale krag wat die ster uitstraal (wat ons die "absolute helderheid" van die ster noem) kan gevind word deur die formule vir energievloei en die formule vir die oppervlak te vermenigvuldig:

Twee sterre het dieselfde grootte en is dieselfde afstand van ons af. Ster A het 'n oppervlaktemperatuur van 6000 K, en ster B het 'n oppervlaktemperatuur wat twee keer so hoog is, 12.000 K. Hoeveel helderder is ster B in vergelyking met ster A?

Oplossing

en

Neem die verhouding van die helderheid van ster A tot ster B:

Omdat die twee sterre ewe groot is, RA = RB, vertrek

Kontroleer u leer

Twee sterre met dieselfde deursnee is dieselfde afstand. Die een het 'n temperatuur van 8700 K en die ander een 'n temperatuur van 2900 K. Wat is helderder? Hoeveel helderder is dit?

ANTWOORD:

Die 8700 K-ster het 'n driedubbele temperatuur, dus is dit 3 4 = 81 keer helderder.

Belangrike konsepte en samevatting

Die elektromagnetiese spektrum bestaan ​​uit gammastrale, X-strale, ultravioletstraling, sigbare lig, infrarooi en radiostraling. Baie van hierdie golflengtes kan nie die lae van die Aarde se atmosfeer binnedring nie en moet vanuit die ruimte waargeneem word, terwyl ander - soos sigbare lig, FM-radio en TV - tot die aarde se oppervlak kan deurdring. Die emissie van elektromagnetiese straling is intiem verbind met die temperatuur van die bron. Hoe hoër die temperatuur van 'n geïdealiseerde emitter van elektromagnetiese straling, hoe korter is die golflengte waarteen die maksimum hoeveelheid straling uitgestraal word. Die wiskundige vergelyking wat hierdie verhouding beskryf, staan ​​bekend as Wien se wet: λmaksimum = (3 × 10 6 )/T. Die totale krag wat per vierkante meter vrygestel word, neem toe met toenemende temperatuur. Die verband tussen uitgestraalde energievloei en temperatuur staan ​​bekend as die Stefan-Boltzmann-wet: F = σT 4 .

Woordelys


Hoe groot die energie van die elektromagnetiese straling in die heelal primordiaal is - Sterrekunde

Van al die soorte elektromagnetiese straling het radiogolwe die laagste frekwensie en die langste golflengte. Die aarde se atmosfeer is deursigtig vir radiogolwe met golflengtes van enkele millimeter tot ongeveer twintig meter. Sodoende kan radioteleskope op die grond gebaseer word. Radioteleskope bestaan ​​uit baie groot skottelgoed wat van metaalplate vervaardig is wat die radiogolwe fokus tot 'n punt bokant die middel van die skottel waar die ontvanger geleë is. Radioteleskope moet baie groot wees, omdat die lang golflengtes van die EM-straling 'n swak resolusie tot gevolg het. Tans word die meeste radio-astronomie met behulp van interferometrie gedoen om die swak resolusie te verminder. Die grootste radioteleskoop ter wêreld in Arecibo, Puerto Rico. Dit het 'n deursnee van 300 meter en is gebou in 'n natuurlike komvormige depressie.
Radiosterrekunde het in die dertigerjare begin, maar het eers regtig begin na die Tweede Wêreldoorlog. Verskeie bronne van radiogolwe is opgespoor, soos radiostelsels en kwasars, sowel as emissies uit die middel van die Melkwegstelsel.

Mikrogolwe

Mikrogolwe: Frekwensie: 3x10 11 - 10 13 Hz Golflengte Bereik: 1mm - 25um

Mikrogolwe het 'n lang golflengte, maar nie so lank soos radiogolwe nie. Die aarde se atmosfeer is deursigtig vir sommige golflengtes van mikrogolfstraling, maar nie vir ander nie. Die langer golflengtes (golwe wat meer soos radiogolwe lyk) beweeg makliker deur die aarde se atmosfeer as die korter golflengte. Mikrogolfteleskope moet groot wees, maar nie so groot soos radioteleskope nie.
Mikrogolfagtergrondstraling (of Kosmiese agtergrondstraling) is die oerstralingsveld wat die heelal vul, en is in die vorm van gammastrale geskep tydens die oerknal. Dit het nou afgekoel sodat die temperatuur vandag 2,73 K is en die piekgolflengte naby 1,1 mm is (in die mikrogolfgedeelte van die EM-spektrum). Agtergrond Straling.

Infrarooi

Infrarooi: Frekwensie: 1x10 13 - 4x10 14 Hz Golflengte Bereik: 25um - 750nm

Sommige golflengtes van infrarooi straling gaan deur die atmosfeer van die aarde, terwyl ander geblokkeer word. Dit lei tot 'infrarooi vensters' wat vanaf die grond gemeet kan word. Die belangrikste atmosferiese bestanddele wat voorkom dat infrarooi bestraling die aarde se oppervlak bereik, is waterdamp, en, in mindere mate, koolstofdioksied. Aangesien infrarooi teleskope op hoë, droë plekke soos die uitgestorwe vulkaan Mauna Kea geleë is. Ver infrarooi bestraling (> 4000 nm) word deur koel voorwerpe soos planete en nuutgevormde sterre uitgestraal, maar dit dring nie so ver in die atmosfeer in as naby infrarooi nie en daarom moet ons die detektore hoër op plaas. Die Kuiper Airborne Observatory is 'n vliegtuig wat aangepas is om 'n 1 meter infrarooi teleskoop tot 12 km bo seespieël te dra. Dit elimineer 99% van die atmosferiese waterdamp. Die IRAS-satelliet is in 1983 gelanseer en het inligting versamel oor die baie lang golflengtes wat skaars die atmosfeer binnedring.
'N Tweede bron van inmenging met die meting van infrarooi straling is die hitte van die teleskoop self. Daarom moet 'n infrarooi teleskoop tot 'n lae temperatuur afgekoel word, veral as u die verre infrarooi meet. Vloeibare helium is op die IRAS-satelliet gebruik, en die beperkte voorraad daarvan het IRAS se werkslewe beëindig.

Optiese golwe

Sigbaar: Frekwensie: 4x10 14 - 7.5x10 14 Hz Golflengte: 750nm - 400 nm

Sigbare lig vorm slegs 'n klein gedeelte van die spektrum, maar dit is die deel wat vir ons die belangrikste is. Dit wissel van rooi lig (langste golflengte) tot geel, groen en blou tot violet (kortste golflengte). Sigbare lig word nie deur die aarde se atmosfeer geblokkeer nie, alhoewel wolke en stof 'n deel van die lig kan verstrooi. Die helderheid van enige beeld kan egter beïnvloed word deur atmosferiese faktore soos onstuimigheid, stadsliggies en besoedeling. As gevolg hiervan word teleskope op die aarde op hoë, droë plekke gesituteer om die effekte van die aarde se atmosfeer te verminder. Die grootste teleskoop wat vandag in gebruik is, is die 10 m lange Keck-teleskoop by Mauna Kea in Hawaii. Teleskope wat in die ruimte geplaas word, skakel egter atmosferiese steuring heeltemal uit, asook probleme wat deur slegte weer veroorsaak word. Die bekendste wenteleskoop, die Hubble-ruimteteleskoop, is gebruik om storms op die buitenste planete, vulkane op Io, nuwe planetêre stelsels en sterrestelselvorming gedurende die vroeë heelal waar te neem. Die Hubble-ruimteteleskoop werk ook in die nabye infrarooi en byna ultraviolet.

UltraViolet

Ultraviolet: Frekwensie: 10 15 - 10 17 Hz Golflengtebereik: 400 nm - 1 nm

Ultravioletstraling kan verdeel word in die korter golflengte ver ultraviolet en die langer golflengte naby ultraviolet (die grens tussen die twee is ongeveer 200 nm). Die ekstreme ultraviolet-reeks oorvleuel met die verste ultraviolet teen golflengtes tussen 1 en 100 nm). Ultravioletstraling word deur osoon geabsorbeer op 'n hoogte tussen 20 en 40 km. As sodanig moet ultraviolet-teleskope in die ruimte geplaas word. Ultraviolet-sterrekunde het na die tweede wêreldoorlog met behulp van vuurpyle begin - vorige pogings met ballonne kon slegs die baie nabye ultraviolet bestudeer. Die Hubble-ruimteteleskoop, sowel as 'n optiese teleskoop, kan 'in' ultravioletlig sien en het die werk voortgesit. ander ultraviolet-teleskope, insluitend die International Ultraviolet Explorer, die IUE, wat in 1978 van stapel gestuur is. Hierdie teleskoop het warm stralings van gas ontdek wat baie sterrestelsels omring, insluitend ons eie, sowel as studerende novae en binêre sterre. Ultraviolet-sterrekunde is ook deur Skylab en die twee Voyager-ruimtesondes uitgevoer.

X-strale

X-strale: Frekwensie: 10 17 - 10 20 Hz Golflengte Bereik: 1 nm - 13:00

X-straalstraling word deur die osoon in die boonste atmosfeer van die aarde geabsorbeer, net soos ander golflengtes van EM-straling. X-strale word geklassifiseer as 'hard' (korter golflengtes) of 'sag' (langer golflengtes). Die eerste hemelse X-straalbron, buiten die Son, is Scorpius X-1 in 1962 deur 'n klinkende vuurpyl bespeur. Die eerste X-straalsatelliet, Uhuru, is in 1970 gelanseer en dit het die eerste X-straalopname van die lug uitgevoer. Meer onlangse röntgensatelliete sluit BeppoSax, die Einstein-sterrewag en Rosat in. Opspoorbare X-straalemissies kom van hoë energieprosesse soos sterwind, 'n skokgolf van 'n supernova en warm gasse in sterre-koronae. Ander X-straalbronne wat later ontdek is, sluit in aktiewe galaktiese nulcei en warm wit dwerge.

Gamma-strale

Gamma-strale: Frekwensie: 10 20 - 10 24 Hz Golflengte: & lt10 -12 m

Gamma-strale het die kortste golflengte en hoogste frekwensie van alle EM-straling. Slegs die heel hoogste energieë kan die oppervlak bereik, die res word deur osoon in die boonste atmosfeer van die aarde opgeneem. Gammastrale word geproduseer in gebiede met baie hoë temperatuur, digtheid en magnetiese velde. Gammastraalwaarnemings is vir die eerste keer in die 1960's geneem op die Apollo- en Ranger-missies. Die eerste lugopnames is in die 1970's gedoen deur die SAS-2 en COS-B, gevolg deur die HEAO-satelliete in die laat 70's en Granat in die ernstige 90's.Gamma-strale van meer as 100GeV benodig instrumente wat groter is as wat op satelliete gedra kan word, en vir hierdie energieke word die aarde se atmosfeer self as 'n detektor gebruik, met optiese teleskope wat gebruik word om die Cerenkov-straling wat deur die fotone vervaardig word, op te neem.


LOFAR open die laagfrekwensie-heelal - en begin met 'n nuwe SETI-soektog

Die Low Frequency Array (LOFAR), 'n nuwe pan-Europese radiosterrekundige fasiliteit, het die heelal met 'n baie lae energie golflengte begin karteer, 'n deel van die elektromagnetiese spektrum wat relatief onontgin is. Dit sal flou seine opspoor van die eerste sterre en mini-swart gate wat ontstaan ​​het toe die Heelal net 500 000 jaar oud was - en sal ook soek na tekens van ander beskawings in die Heelal nader aan die huis.

Dr John McKean bied die eerste beelde aan op die RAS National Astronomy Meeting (NAM) 2010 in Glasgow op 13 April.

"Ons is nog in die konstruksiefase van die projek, met 21 van die 44 beplande stasies in plek. Maar selfs nou produseer ons beelde van sterrestelsels wat werklik uitstekend is. Ons eerste beelde toon die emissie van radiostelsels met strale van materiaal wat teen relativistiese snelhede uitgestoot word vanaf die sentrale supermassiewe swart gat en eindig met brandpunte terwyl die materiaal saamklou. Die beeldkwaliteit van LOFAR is net wonderlik in vergelyking met teleskope wat ons tot dusver gebruik het, "het dr McKean gesê. van die Nederlandse Instituut vir Radiosterrekunde (ASTRON).

Sterrekundiges beplan om LOFAR te gebruik om die vele kosmiese strale wat elke dag op die aarde val, die pulse en die magneetveld in ons eie en nabygeleë sterrestelsels te bestudeer. LOFAR sal ook 'n sensus saamstel van miljarde radiostelsels wat uit die heel vroeë heelal uitstraal, wat ons sal help om te verstaan ​​hoe sterrestelsels oor kosmiese tyd gevorm en ontwikkel het.

Daarbenewens sal die Search for Extraterrestrial Intelligence (SETI) LOFAR gebruik om te soek na lae frekwensie radioseine van beskawings op planete wat rondom sterre in die omgewing wentel. Die eerste fase van hierdie SETI-program sal bestudeer hoe besoedeling deur aardse senders uitgeskakel kan word en die sensitiwiteit van LOFAR vir SETI-werk toon. 'N Uitgebreide program om na die nabygeleë sterre te kyk, word dan beplan. Die eerste hoëspektrale resolusiespektrum in die toetsprogram is pas verkry en sal vertoon word.

Dr Alan Penny, wat die LOFAR SETI-program op NAM 2010 aanbied, het gesê: "LOFAR sal sterre in die omgewing skandeer op soek na radio-uitstoot wat slegs met kunsmatige middele geproduseer kan word - 'n teken dat daar 'n beskawing is en dat ons nie daar is nie Vorige ondersoeke na hierdie sterre het op hoër frekwensies gekonsentreer, maar omdat ons nie weet op watter frekwensies 'n buiteaardse beskawing radiogolwe kan uitstraal nie, sal LOFAR 'n belangrike leemte in die soektog vul. Dit is veral opwindend dat dit gedoen deur 'n Europese span met 'n pan-Europese teleskoop. '

"Dit is presies 50 jaar sedert die eerste SETI-waarnemings deur Frank Drake gedoen is. LOFAR gaan uitbrei op konvensionele SETI-soekstrategieë deur dit in 'n heel ander frekwensiedomein en met 'n groot gesigsveld waar te neem. Die vooruitsigte is om die minste te sê intrigerend!" sê professor Mike Garrett, die direkteur-generaal van ASTRON.

Die teleskoop word deur ASTRON gebou en sal na voltooiing bestaan ​​uit minstens 44 onafhanklike stasies versprei oor Nederland, Duitsland, Swede, Frankryk en die Verenigde Koninkryk. Om teen lae frekwensies te werk, beteken dat die teleskoop baie groot moet wees om fyn besonderhede te sien, en dit word bereik deur die stasies oor honderde kilometers te versprei. Elke stasie bestaan ​​uit baie klein elemente van antennas en teëls wat die radio-emissie uit die lug meet. Hierdie seine word dan gekombineer en verwerk met behulp van 'n superrekenaar om baie gedetailleerde en diep beelde te maak. Die finale stasies van LOFAR sal na verwagting teen die somer van 2010 in plek wees, waarna die wetenskaplike fase van die projek begin, en begin met opnames van die radiohemel wat daarop gemik is om die bekendste sterrestelsels te vind.

"Die ongelooflike sensitiwiteit en resolusie van LOFAR gee ons 'n ongekende siening van hoe ons heelal oor miljarde jare ontwikkel het. Daar is nooit gekyk na die laefrekwensie-deel van die elektromagnetiese spektrum tot op die detailvlak wat LOFAR ons toelaat om te wees nie. verwag om nuwe soorte sterrestelsels te vind wat nog nooit tevore gesien is nie, "het dr McKean gesê.


Nuwe blik op die oerknal-straling verfyn die ouderdom van die heelal

Om hierdie artikel te herleef, besoek My profiel en bekyk dan gestoorde stories.

Om hierdie artikel te herleef, besoek My profiel en bekyk dan gestoorde stories.

Ses artikels wat aanlyn geplaas is, bied nuwe satellietfoto's van die vroegste lig in die heelal aan. Deur hierdie beelde te ontleed, het kosmoloë die mees akkurate bepaling van die ouderdom van die kosmos gemaak, die eerste helmgas direk opgespoor en 'n belangrike handtekening van inflasie ontdek, die voorste model van hoe die kosmos ontstaan ​​het.

Die analise, gebaseer op die eerste sewe jaar van data wat deur die NASA se Wilkinson Microwave Anisotropy Probe geneem is, lewer ook nuwe bewyse dat die geheimsinnige entiteit wat die uitbreiding van die heelal verbeter, lyk soos Einstein se kosmologiese konstante, 'n faktor wat hy ingevoeg het, maar later verwyder is van sy teorie algemene relatiwiteit. Daarbenewens onthul die data dat teoretici nie die regte model het om die warm gas wat massiewe sterrestelsels omring, te verklaar nie.

Navorsers wat die lig bestudeer het, wat tydens die geboorte van die kosmos gegenereer is, maar deur die satelliet gesien is soos dit gelyk het toe dit ongeveer 400 000 jaar later in die ruimte ontsnap het, het die bevindings onthul in ses artikels wat op 26 Januarie aanlyn geplaas is. Die antieke lig, bekend as die kosmiese mikrogolfagtergrond, is dit gepeper met warm en koue kolle, tekens van die klein oerbultjies waaruit sterrestelsels gegroei het.

Om die ouderdom van die heelal te bereken, het wetenskaplikes, waaronder David Spergel van die Princeton Universiteit en Charles Bennett van die Johns Hopkins Universiteit in Baltimore, die grootte van die warm en koue kolle vandag vergelyk met die grootte van die kolle toe die bestraling die eerste keer in die ruimte vrygestel is. Met behulp van data van WMAP saam met studies van supernovas in die verte en ander verskynsels, kom die span agter dat die heelal 13,75 miljard jaar oud is, 0,11 miljard gee of neem. (Ter vergelyking, die vorige berekening van die span, wat dieselfde metode gebruik het, maar slegs vyf jaar satellietwaarnemings ingesluit het) het die heelal op 13,73 miljard jaar vasgemaak, plus of minus 0,12 miljard.)

Data van die WMAP-satelliet ondersteun die idee dat die vroeë heelal vinnig opgeblaas het, sê Bennett. Inflasie-teorie, wat beweer dat die heelal gedurende die eerste 10-33 sekondes van subatomiese skaal tot die grootte van 'n sokkerbal gebalanceer het, het die sukses van die heelal verduidelik. Volgens die teorie moet skommelinge in die intensiteit van mikrogolfagtergrondstraling oor groter ruimtelike skale effens groter wees as dié op kleiner skale. Die satelliet, wat in 2001 gelanseer is en hierdie herfs die laaste keer waargeneem sal word, het die gedrag bevestig.

“Dit is 'n baie sterk onderskrywing vir die teorie, & quot sê Scott Dodelson van die Fermi National Accelerator Laboratory in Batavia, Ill.

Die standaardmodel van kosmologie - propvol inflasie, onsigbare materiaal bekend as donker materie en iets genaamd donker energie, wat glo kosmiese uitbreiding sal versnel - 'is ​​'n wilde idee', erken Bennett. Maar met die nuutste analise van satellietwaarnemings "het ons die model op 'n wesenlik nuwe manier teen die data gekonfronteer ... en hierdie prentjie hou baie goed by."

Deur die satellietdata te gebruik om die spoed van akoestiese ossillasies - die kosmiese ekwivalent van klankgolwe - te meet, het sterrekundiges bevestig dat die vroeë heelal benewens waterstof helium gesmee het, net soos die Big Bang-teorie lank voorspel het. Vorige studies was gebaseer op die hoeveelheid helium wat in die oudste sterre van die kosmos teenwoordig was, eerder as 'n direkte opsporing van die gas in die vroeë heelal.

& quotDit open 'n nuwe venster vir die meting van primêre helium, & quot; Dodelson se kommentaar.

Die opsporing "is nie 'n verrassing nie, maar dit is lekker om bevestiging te hê," sê Spergel.

Navorsers het ook die satellietdata ontleed om die verskeidenheid neutrale elementêre deeltjies wat neutrino's in die heelal genoem word, te onderskei. Natuurkundiges ken drie soorte: die elektronneutrino, die muonneutrino en die tau neutrino. Maar die huidige data sal ooreenstem met die bestaan ​​van drie of vier soorte. Die analise van nog twee jaar waarnemings vanaf die satelliet kan bepaal of 'n vierde tipe bestaan, sê Bennett.

In 'n aparte bevinding het WMAP die oorvloed van mikrogolf-agtergrondfotone in die omgewing van sterrestelsels bespeur. Hier het die satelliet in stryd met die teorie gekom. Dit is bekend dat energieke elektrone wat verband hou met sterrestelsels, interaksie het met sommige van die mikrogolf-agtergrondfotone, wat die fotone tot hoër energie skop as wat die sonde kan opspoor. As gevolg hiervan moet die sonde minder mikrogolfenergie-fotone in die omgewing van trosse opneem.

Die sonde teken inderdaad 'n tekort aan, maar dit is net ongeveer die helfte van die bedrag wat deur die sterrestelsel-teorie voorspel word. Die Suidpoolteleskoop, 'n eksperiment op die grond wat ook die kosmiese mikrogolfagtergrond bestudeer, vind ook 'n laer tekort as wat verwag is. Die wanverhouding dui daarop dat teoretici hul begrip van sterrestelsels moet moet hersien, sê Bennett.


Elektriese en magnetiese velde

Wetenskaplikes weet sedert die vroeë deel van die 19de eeu dat elektriese velde en magnetiese velde in noue verband met mekaar is en dat toepassings van hierdie verband oral om u gevind word. Bewegende elektriese lading (elektriese stroom) skep 'n magnetiese veld. Draadspoele kan gebruik word om die groot elektromagnete wat gebruik word in rommelstoele of die klein elektromagnetika in u telefoonontvanger te maak. Elektriese motors wat gebruik word om u motor aan te sit of om die hardeskyf van 'n rekenaar te laat draai, is ander toepassings van hierdie verskynsel. In werklikheid word gewone magnete op klein atoomvlak vervaardig uit klein stroomtjies.

'N Veranderende magneetveld skep elektriese stroom - 'n elektriese veld. Hierdie konsep word gebruik deur kragopwekkers --- groot draadspoele word gemaak om in 'n magneetveld te draai (deur water, wind of deur stoom wat deur die verhitting van water deur die verbranding van steenkool of olie of die hitte van kernreaksies te val). Die spoele van draad ervaar 'n veranderende magneetveld en elektrisiteit word geproduseer. Rekenaarskyfies en klank- en videobande kodeer inligting in magnetiese patrone van magnetiese rigtings en magnetiese sterkte. Wanneer die magnetiese skyf of bandmateriaal deur klein draadrolletjies gaan, word elektriese strome (elektriese velde) geproduseer.

James Clerk Maxwell (geleef 1831-1879) het hierdie idees saamgevoeg en voorgestel dat as 'n veranderende magneetveld 'n elektriese veld kan maak, dan moet 'n veranderende elektriese veld (van byvoorbeeld 'n ossillerende elektriese lading) 'n magneetveld maak. Die gevolg hiervan is dat veranderende elektriese en magnetiese velde mekaar moet veroorsaak en dat hierdie veranderende velde moet beweeg met 'n snelheid gelyk aan die ligspoed. Om hierdie redenasie te sluit, het Maxwell die lig gesê is 'n elektromagnetiese golf. Latere eksperimente bevestig die teorie van Maxwells.

Elektriese en magnetiese velde ossilleer, maar loodreg op mekaar, en die elektromagnetiese golf beweeg in 'n rigting loodreg op albei velde.


String Theory and the Real World: From Particle Physics to Astrophysics

Thibault Damour, Marc Lilley, in Les Houches, 2008

4.1 Oorsig

Uit die vorige afdelings kan 'n mens aflei dat GR 'n baie goed bevestigde teorie is, sodat u in die versoeking kan kom om van enige toekomstige teorie (en veral stringteorie) te vereis dat dit in wese geen waarneembare afwykings van gewone 4-dimensionele GR lei nie. Byvoorbeeld, 'n mens kan vereis dat al die a-priori massa-skalêre velde wat volop is (boomvlak, gekompakteerde) stringteorie, groot massas kry. Aangesien daar egter nog geen duidelike begrip is van hoe ons wêreld binne die strengteorie kan pas nie, is dit fenomenologies interessant om 'n oop gemoed te hou en te ondersoek of daar moontlikhede bestaan ​​vir afwykings van GR wat tot dusver van die opsporing ontsnap het.

String-teorie voorspel die bestaan ​​van 'n uitgebreide massaspektrum (gμv(x), Φ(x), Bμv, moduli-velde, ens.) waaruit die swaartekragverandering op lang afstand of kortafstand kan lei. Die bestaan ​​van brane en groot ekstra afmetings kan ook bronne van gewysigde swaartekrag wees (bv. KK-swaartekrag). Daar kan kortafstand-effekte op orde-skale op die snaarskaal exist bestaans wat waarneembaar is in kosmologie of in astrofisika met hoë energie. Ons sal ook moontlike gravitasiegolfseine van string-kosmologie-modelle oorweeg. Laastens verwys ons die leser na die lesings van Juan Maldacena vir 'n bespreking van nie-Gaussianiteite in CMB-data.

'N Fenomenologies interessante idee (hoewel dit nie deur presiese teoretiese argumente ondersteun word nie) is 'n moontlike uiteensetting van Lorentz-invariansie op grootskaalse fisika, gekoppel aan snaarskaal-verwante effekte. 'N Voorbeeld hiervan is 'n aangepaste verspreidingsverhouding van die tipe

waar mP dui die Planck-massa aan. 'N Mens sou kon dink dat vanweë die groot waarde van die Planck-massa, enige sodanige regstellings vir die gewone verspreidingsverhouding nie waarneembaar is nie. Daar bestaan ​​egter astrofisiese verskynsels, soos kosmiese strale met hoë energie, byvoorbeeld hoë-energie γ-strale, waarvoor so 'n klein verandering in hierdie verband waargeneem kan word. Deur byvoorbeeld die aankomstye van γ-strale van verskillende energieë te vergelyk, kon 'n mens sterk beperkings plaas op die parameter β1. Sulke wysigings van die verspreidingsverhouding is ook gebruik in die ontleding van die CMB, aangesien aanvanklike kwantumskommulasies (die sade van vandag se grootskaalse strukture) in die standaard ultraviolet dws op transplanckiese skale in die standaard inflasionele model ontstaan. Let daarop dat daar teoretiese probleme bestaan ​​met die insluiting van die β 1 E 3 m p-term (die een wat eksperimenteel sterk beperk word), terwyl die meer konvensionele vierde-orde term te klein sou wees om waargeneem te word. Let op dat in die geval van die foton 'n verandering op kort skaal 'n dubbelbreking van die vakuum kan beteken as ω ± = | k | (1 ± β | k | m p). Sien [42, 43] vir verwysings oor hierdie kwessies. As ons van snaargeïnspireerde astrofisiese effekte praat, noem ons die voorstel van Verw. [44] dat snaarteorie 'n oortreding van die gewone Kerr wat op die draai van roterende swart gate gebind is, kan impliseer: JGM 2 .

Ander moontlike voorspellings van die stringteorie spruit uit die prentjie waarin 'n mens die bestaan ​​van brane in ag neem waarop SM-deeltjies (oop string) beperk is, terwyl gravitons (geslote string) vrylik kan versprei (Fig. 5). Die ekstra afmetings van die bulk kan dan gekompakteer word, op 'n Calabi-Yau of bloot op 'n torus (wat die swaartekrag rondom die SM-bran "lokaliseer"). Beperkings op die grootte van die gekompakteerde afmetings kom dan uit die gravitasie-fenomenologie, of uit die effekte op SM-deeltjies. Dit is die 'groot' idee vir ekstra afmetings [45] wat by die LHC getoets kan word, en dit is dus vandag van belang. Ander verwesenlikings sluit in modelle met "baie groot" ekstra dimensies [46], maar dit is minder duidelik hoe dit in stringteorie realiseer. In die Randall-Sundrum-model [46] kan 'n bran soos 'n defek in 'n bulk met 'n negatiewe kosmologiese konstante wees, in welke geval die nul-modus van massagravitasiegolwe optree as 'n oppervlakgolf wat op die bran gelokaliseer is as gevolg van die diskontinuïteit wat geleë is op die koppelvlak van die brane met die grootste deel. In die DGP-model [47] word die benaderde lokalisering van swaartekrag op die SM-bran bereik deur die wisselwerking tussen twee dinamika vir die gravitasie-sektor: 'n 5D Einstein-aksie, plus 'n 4D 'geïnduseerde' Einstein-aksie, met 'n ander waarde van Newton & # x27s konstant, op die pyp. Deur die twee omgekeerde propagators te kombineer, verander die globale propagator die swaartekrag drasties op groot skale r:

Fig. 5. Die eindes van oop snare is aan 'n pekel vasgemaak, wat aanleiding gee tot SM-deeltjies, terwyl geslote stringe vrylik kan voortplant.

Daarbenewens selfs op lengteskale r ≤ L daar bestaan ​​veranderinge in die gewone swaartekrag. Die bewering is inderdaad dat die potensiaal van Newton & # x27s aangepas word as [48]

Op fenomenologiese vlak is dit interessant dat (Newtoniaans) swaartekrag op hierdie manier verander. Skattings dui aan dat die effekte klein genoeg is om tot dusver nie op te spoor nie, maar dat dit in verfynde sonnestelsel-eksperimente (byvoorbeeld Lunar Laser Ranging) gesien kan word. Sommige outeurs het aangevoer dat sulke modelle oorsaaklike gedrag kan hê, met byvoorbeeld die voorkoms van geslote tydagtige kurwes [49].

Nog 'n konseptueel interessante idee behels die moontlike bestaan ​​van verskeie (parallelle) Randall-Sundrum-korrels. Die beperkte meganisme van swaartekrag in die Randall-Sundrum-model is van so 'n aard dat die golffunksie van die oppervlakgravitons eksponensieel van die aalweg verval. As daar twee brane in die omgewing is, kan sulke kwasi-beperkte swaartekrag-effekte van ekspedensieel klein effekte van die een brane na die ander tonnel. As gevolg hiervan sou die effektiewe Lagrangian twee metrieke tensore bevat met twee swaarte, die een masseloos, die ander massief [50]. Daar is egter teoretiese probleme met enige massiewe gravitasieteorie, in verband met die van Dam-Veltman-Zakharov-diskontinuïteit (sien bv. [51] en verwysings daarin).


Echo's van die oerknal

Ons kyk weer na die oorblywende straling van die oerknal wat deur die lug as die kosmiese mikrogolfagtergrond deurdring in die lig van die onlangse Planck-teleskoopkartering. Die akkuraatste metings van sy eienskappe tot dusver het ons begrip bevestig van kosmologiese modelle wat probeer om die eienskappe van die hedendaagse heelal en die inhoud daarvan te verreken.

Outreach Officer by die Institute of Astronomy and Fellow of Emmanuel College, University of Cambridge, en Emeritus Gresham Professor in Astronomy, Carolin Crawford is een van Brittanje en is sy vernaamste wetenskapskommunikator.

Nadat sy haar PhD aan die Newnham College, Cambridge, ontvang het, gaan professor Crawford na 'n reeks genootskappe van Balliol College, Oxford, Trinity Hall, Cambridge en die Royal Society. In 2004 word sy aangestel as 'n mede- en kollegedosent aan die Emmanuel College, Cambridge, waar sy nou ook die voorgraadse toelatingsonderwyser vir die Fisiese Wetenskappe is. Sedert 2005 kombineer sy haar universiteitsrol met dié van Outreach Officer by die Institute of Astronomy aan die Universiteit van Cambridge.

Professor Crawford & rsquos se primêre navorsingsbelangstellings is om X-straal-, optiese en naby-infrarooi-waarnemings te kombineer om die fisiese prosesse wat rondom massiewe sterrestelsels in die kern van sterrestelsels voorkom, te bestudeer.In die besonder neem sy die komplekse wisselwerking waar tussen die warm intraklustermedium, filamente van warm geïoniseerde gas, koue molekulêre wolke, stervorming en die radioplasma wat uit die sentrale supermassiewe swart gat vloei.

In 2009 word professor Crawford & rsquos deur uitstekende vaardighede in wetenskaplike kommunikasie erken Vroue van uitstekende prestasie Toekenning deur die UK Resource Centre for Women in Science, Engineering and Technology, toegeken vir & kommunikasie van wetenskap met 'n bydrae tot die samelewing. & Rdquo

Aangewys as die 36ste Gresham-professor in sterrekunde in 2011, het professor Crawford 'n reeks gratis openbare lesings gelewer waar sy haar voorneme uitgevoer het en die nuutste ontwikkelings en idees in sterrekunde en kosmologie ten toon gestel het, terwyl sy dit in die konteks van die proses van wetenskaplike ontdekking. & rdquo