LOKALNA GRUPA GALAGTYK
NAZWA TYP GALAKTYKI JASNOŚĆ logM/M
Duży Obłok Magellana JrI 10
Mały Obłok Magellana JrI 9.3
Andromeda Sb 11.5
M32 E2 9.5
F5 9.8
Trójkąt M33 Se 10.1
E 9
E 9
JrI 8.4
Jr 8.5
Skultor E0 6.5
E0 7.3
Lew I E4 6.6
Lew II E1 6.0
Dragon E0 5
Mała Niedz
wiedzica E0 5
Maffei S0 11.3
ASTRONOMIA POZAGALAKTYCZNA
Typy galaktyk
Klasyfikacja Hubbla.
Eliptyczne
E0, E1, E2..........E7
n = (a - b) 10/a
Spiralne S0
bez poprzeczki Sa, Sb, Sc
z poprzeczkÄ… SBa, SBb, Sbc
KOSMOLOGIA
Zasady kosmologiczne
Wszechświat jest jednakowy dla każdego obserwatora
Zasada Antropiczna
Ścisła zasada Kosmologiczna
MODELE KOSMOLOGICZNE
WSZECHÅšWIATA
1.Definicja Wszechświata.
2.Galaktyki, Clustry.
3.Zasada kosmologiczna.
4.Dlaczego niebo jest ciemne.
5.Rozbieganie siÄ™ galaktyk
Prawo Hubbla
6.Modele kosmologiczne.
Lemaitre Fridmana
7.Model Hoyle a.
8.Promieniowanie reliktowe T= 2.7 K
9.Testowanie modeli kosmologicznych.
PARADOKS OLBERTSA
dr
É Czy WszechÅ›wiat jest ograniczony?
fot
îÅ‚ Å‚Å‚
O R j= const
ïÅ‚s Å" cm3 śł
ðÅ‚ ûÅ‚
S
É =
R2
½=É Å" R2 Å" dx
½ Å" j
dI =
R2
"
É R2 dR r "
I = =É Å" R =É Å" r
+"
0 0
R2
0
zatem proporcjonalnie do r
r = " I "
Niebo powinno być jasne nawet w nocy
Clustry d H"50Mpc
Prawo HUBBLA
½r[km/s] 75
Hydra
60
45 Bootes
30
Corona Bolearis
15
Virgo
500 1000 1500 2000
[106 lat świetlnych]
= H Å" R
km
km
H H" 500 BYA
O!!! ; H =50-100
( )
sÅ" Mpc
s Å" Mpc
Ograniczoność Wszechświata
c
Rph = =6.2Å"1028 cm
Å c; c = HÅ"Rmax = HÅ"Rph;
H
H H" 500 km s-1 Mpc-1 (byÅ‚o !!!) H = 50 ÷ 100 km s-1 Mpc-1
Ograniczoność Wszechświata
c
Rph = = 6.2 Å"1028 cm
c c = H Rmax = H Rph
H
1 +
"
c
z = = - 1
2
1-
c2
Czy Prawo Hubbla jest zrozumiale w świetle zasady kosmologicznej?
Å"
Å"
dl R
l = R(t) l0; l t = l0 Å" R t = = l0 Å" R = Å" l t
( ) ( ) ( )
dt R
Å"
R t
( )
År = HÅ"r; H =
R t
( )
GM
Dla chmury punktów materialnch gdy zachodzi warunek <1
lc2
(Nevtona opis grawitacji)
..
GM GM
Jak określić R(t) F = - a = = x
2
r2 r
.
2
. .. .
d l GM GM l
= "l lÅ"l =
2
dt l2 l2
.
ëÅ‚ öÅ‚
d l2 ÷Å‚ d 1
ëÅ‚ öÅ‚
ìÅ‚
= GM
ìÅ‚ ÷Å‚
ìÅ‚ ÷Å‚
íÅ‚ Å‚Å‚
dt 2 dt l
ìÅ‚ ÷Å‚
íÅ‚ Å‚Å‚
.2 2GM
4
l = - K M = l3 t
( )
l 3
4
( )
.2 2G 3 l3 t
l = - K
l
.2
l 8 K
= G t - t0 Å"1= t l3 t
( ) ( ) ( ) ( )
l2 3 l2
t0
( )
t =
( )
l3
.2
t0 K
l 8 ( )
= G -
l2 3 l3 l2
.2 ëÅ‚ 8öÅ‚G t0
( )
l = - K l = R t Å" l0
ìÅ‚ ÷Å‚ ( )
íÅ‚ Å‚Å‚
3 l
2
.
t0
8 ( )
R t = G - K
( )
całkowita energia
3 R t
( )
MODELE FRIDMANA
Gdy k = 0
R(t)
R<"t2/3 model E_S
t
gdy k > 0 Eg > Ek
R(t)
t0
8 ( )
Rmax = G
3 k
t
gdy k < 0 Eg < Ek
R(t)
R<"t
R<"t2/3
t
Opis dokładny
OdlegÅ‚ość w czasoprzestrzeni zapisuje siÄ™ ds2 = gÄ…² dxÄ… dx²
Tensor metryczny gÄ…² powiÄ…zany jest z rozkÅ‚adem materii opisywanym za pomocÄ…
tensora energii pÄ™du TÄ…², równaniami pola Einskina
1 8 G
G = R - g R = T
2 c4
R = R
gdzie jest skalarem krzywizny
R = R jest tensorem Ricciego
gÄ…² nosi nazwÄ™ tensora Einsteina
Dla dalekich odległości od masy, przewidywania ogólnej teori względności powinny
pokrywać się z wynikami Newtona, warunek ten jest spełniony gdy ds2 wynosi
rg
dr2
2 2
ds2 = (1- )c2 dt2 - - r2 (d + sin2 d )
rg
r
1-
r
ds2 = c2dt - R2 t du
( )
dr2
2 2
du2 = + r2 d + sin2 d
( )
1- kr2
( )
k krzywizna przestrzeni
k = 1 zamknięta
k = -1 otwarta
k = 0 płaska
2
. .
R R 8Ä„Gp kc2
+ 2 + = - + ›c2
R2 R c2 R2
2
. ..
8 G t
R ( ) kc2 c2 R
0
- = - - + › - staÅ‚ a kosmologiczna ; = -
0
2
R 3 R2 c R0 H
3H0 2q0
= = ~2x10-29gramów/cm3
kryt.
8 G
Model Hoyl a
Ścisła zasada kosmologiczna
Á=constans
Idea nieustannego stwarzania materii
Promieniowanie reliktowe wyklucza taka możliwość
Testy na modeli kosmologicznych
Hubbla; Zliczanie z
ródeÅ‚; N=4/3Ä„Ár3 J(r)=L / 4Ä„r 2
Zatem r=constant J-2
Liczba z
ródeł o strumieniu większym od J będzie
N(>J) = const Á J-3/2
TEST HUBBLA
L - moc promieniowania - luninancja
L
f =
2
2 2
4 R0 l0 1+ z
( )
bo energia maleje 1 + z razy
t0
dN -1
2 3 2 4
*# f = l0 R0 R t n[*# = 4 l0 f R0 R t ]
( ) ( ) ( )
+"dt
d&!
0
Metody okreslania pola magnetycznego w przestrzeni kosmicznej
" Rotacja płaszczyzny polaryzacji Faradaya
" polaryzacja światła gwiazd -Devisa
" Effekt Zemana
Rotacja Faradaya
p

( )2
n2 =1-
"(l, B)
g
1Ä… ( )cos
2
2
2 "n
p g
p g
"n = cos
" =
" = cos dl
3
; ; rotacja
c 2
c
l
2
=
p g
2
+" cos dl
c
0
1
2
=8.1Å"105 Ne B dl
+"
0
Ne B dl
+"
B H"
Ne dl
+"
 RADIALNY RUCH W POLU
GRAWITACYJNYM
rg
1-
rg
dr
r
= =c(1- )Å" 1-
r
rg gdy obserwator w ro
dt r
1-
ro
gdy r rg Å 0
rg
1 -
dR 1 dr
r
= = = c 1-
rg dt rg gdy obserwator w r
d
1 - 1 -
r ro
gdy r rg Å c
2 rg
dt2 = cd - dR2 cd = 1- cdt
;
r
dr
rg
dR =
d = 1- dt
rg ;
r
1-
r
rg
1-
ro
o
= gdzie rg = 2GM / c2
rg
1-
r
-
o o
z = ; z + 1 =
1
e2 Ne
2
=( ) = 9.1 A Å"103 Ne H2
p
4 E0me
1

p
=c[1-( )]2
grup
½g << ½
½ ~ 102 - 103 MHz
p
<<1
1
p
= c[1- ( )2]
grup
2
l l
-
dl dl 1 l e2
p
= = [1+ ( )2 ]= + Ne dl
a
+" +" 2 2 +"
c 2 c 8 mec
0
0 0