NEUTRINI, KOZMICKA POZADINA | SEMINARSKI RAD IZ ASTRONOMIJE

Količina vodika u Svemiru danas, bilo u zvijezdama i galaksijama, ili u užarenom plinu između galaksija, naziva se barionskom frakcijom. Trenutna mjerenja ukazuju da barionska frakcija čini oko 3% ukupne vrijednosti (količine, closure value) Svemira (kritična gustoća). Prisjetite se da je vrijednost (količina) potrebna za mnoštvo lakih elemenata 10% ukupne vrijednosti (količine).

Prijevod sa slike:
Barionska frakcija
Oko 1 do 5% od ukupne materije Svemira je sačinjena od bariona
Preostali dio je neka ne-barionska forma (oblik) materije

Rezultat toga je da se gustoća mase u Svemiru čini znatno nižom u odnosu na ukupnu vrijednost (closure value), tj. mi živimo u otvorenom Svemiru. Ipak, inflacijski model demantira da živimo u Svemiru čija gustoća je upravo kritične vrijednosti, Omega jednako 1. To može biti točno jedino ukoliko oko 90% mase Svemira nisu barioni.

1.2 Neutrini

Postoje dvije vrste leptona, elektroni i neutrini. Neutrino je čudna čestica, nije otkrivena direktno, već se uslijed raspadanja drugih elemenata za što je zaslužan Wolfgang Pauli 1930. Neutrino nema naboj i ima veoma malu masu. Interakcija sa drugim elementina događa se isključivo putem slabe sile (tj. imun je na djelovanje jake i elektromagnetske sile). Slaba sila je toliko slaba da neutrino može proći kroz nekoliko planeta poput Zemlje sa samo 50/50 vjerojatnosti interakcije sa atomom, tj. oni su jako transparentni (propusni) s obzirom na materiju.

1.3 Kozmičko pozadinsko zračenje

Jedno od najznačajnijih kozmoloških otkrića je detekcija kozmičkog pozadinskog zračenja. Otkriće Svemira koji se širi od strane Hubble-a je bilo kritično za naše razumijevanje postanka Svemira, poznatog kao Big Bang. Međutim, dinamičan Svemir moguće je objasniti i teorijom ravnoteže (Steady state theory).

Teorija ravnoteže izbjegava ideju Stvaranja pretpostavljajući da se Svemir uvijek širio. Kako bi to značilo da je gustoća Svemira postajala sve manja i manja kako su godine prolazile (promatranja galaksija kažu nam da ovo nije slučaj), teorija ravnoteže zahtjeva stvaranje nove mase kako bi se gustoća održala konstantnom.

Prijevod sa slike:
Svemir čiji volumen se širi s vremenom, smanjuje vlastitu gustoću
Teorija ravnoteže tvrdi da je nova materija formirana i da je ona potiskivala galaksije dalje jednu od druge održavajući pri tome gustoću Svemira konstantnom

Stvaranje nove tvari bi narušavalo princip očuvanja materije, ali količina koja bi bila potrebna iznosila bi samo jedan atom po kubnom metru svakih 100 godina kako bi se postigla brzina ekspanzije koja je zadana Hubble-ovom konstantom.

Otkriće kozmičkog pozadinskog zračenja (kozmičke mikrovalne pozadine CMB – cosmic microwave background) je potvrdilo eksplozivnu narav postanka Svemira. Na svaku česticu materije u Svemiru dolazi 10 milijardi fotona. To je barionski broj koji odražava asimetriju između materije i anti-materije u ranom Svemiru. Promatrajući širom Svemira očito je da postoji značajna količina materije. Prema tome, postoji još i mnogo, mnogo više fotona iz doba početne anihilacije materije i antimaterije.

Većina fotona koje vidimo prostim okom tijekom noći dolaze iz središta zvijezda. Fotoni nastali nuklearnim fuzijama u središtima zvijezda, a zatim raspršeni prema vani iz središta zvijezda do njihove površine, kako bi sjajili na noćnom nebu. Ali ti fotoni čine samo maleni dio u ukupnom broju fotona u Svemiru. Većina fotona u ranom Svemiru su kozmičko pozadinsko zračenje, nevidljivo prostom oku.

Fotoni kozmičke pozadine imaju svoj izvor u eri anihilacije materije i anti-materije i, zbog toga, to znači da su formirani u obliku gama-zraka. Ali, od tada, su bivali raspršeni u interakcijama sa drugi česticama tijekom ere radijacije (zračenja). Tijekom rekombinacije, ovi fotoni kozmičke pozadine su izbjegli interakciju sa materijom i zbog toga su mogli putovati slobodno kroz Svemir.

Kako se Svemir nastavljao širiti tijekom 15 milijardi godina, i fotoni kozmičke pozadine su se također „širili“, odnosno njihova valna dužina se povećavala. Izvorna energija gama-zraka od tada se ohladila na mikrovalne dužine. Zbog toga, mikrovalno zračenje koje danas vidimo je zapravo „eho (odjek)“ Big Bang-a.

Otkriće kozmičke mikrovalne pozadine (CMB) u ranim 1960-ima je snažna potvrda teorije Big Bang-a. Sve od vremena rekombinacije, fotoni kozmičke pozadine su bili slobodni i nesmetano putovati bez interakcija sa materijom. Zbog toga, mi očekujemo da njihova distribucija energije bude u skladu sa krivuljom idealnog crnog tijela. Crno tijelo ima očekivanu krivulju iz termalne distribucije fotona, u ovom slučaju iz ere termalizacije koja je prethodila rekombinaciji.

Danas, na temelju promatranja Svemira, mi imamo pouzdanu mapu CMB energijske krivulje. Vrh ove krivulje predstavlje srednju temperaturu CMB-a, 2.7 stupnjeva iznad apsolutne nule, temperatura na koju je Svemir pao 15 milijardi godina nakon Big Bang-a.

Gdje su CMB fotoni u ovom trenutku? Odgovor je „posvuda oko nas“. CMB fotoni ispunjavanju Svemir, i prostor u kojem se mi trenutno nalazimo, ali njihova energija je tako slaba nakon 15 milijardi godina da ih je teško detektirati bez veoma osjetljivih mikrovalnih antena.

1.4 Fluktuacije CMB

CMB je veoma izotropna, uniformnost je čak i bolja od 1 naprema 100.000. Bilo kakve devijacije od uniformnosti se mogu mjeriti u obliku fluktuacija koje su uslijed gravitacijske nestabilnosti izrasle u galaksije i klastere galaksija.

Slike CMB-a su poput slika cjelokupnog neba, odnosno nalik su mapi Zemlje koju bi dobili kada bi je odlijepili od globusa. U ovom slučaju je, globus je zapravo nebeska sfera i mi zapravo promatramo ravnu mapu te sfere.

Mape (slike) CMB-a trebaju proći kroz tri faze analize kako bi se otkrile fluktuacije koje povezujemo sa ranim Svemirom. Gruba slika neba izgleda kao što je prikazano na sljedećoj slici, gdje su crveno označena toplija, a plavo hladnija područja:

Gornja slika ima tipično dipolni izgled jer se naša galaksija kreće u određenom smjeru. Zbog toga će jedna strana neba izgledati kao prijelaz prema crvenoj boji (redshift), a druga strana neba će izgledati kao prijelaz prema plavoj boji (blueshift). U ovom slučaju, kretanje prema crvenoj boji znači da fotoni imaju veće valne dužine = hladnije. Uklonimo li utjecaj kretanja galaksije dobit ćemo sljedeću sliku:

Slikom dominara udaljena infracrvena emisija koja potječe od plina unutar naše galaksije. Plin je pretežno u području oko središta slike (ravnina), te zbog toga nastaje tamna crvena traka oko ekvatora. Emisiju plinova je također moguće ukloniti, uzimajući pri tome odgovarajuće pretpostavke o distribuciji (raspodjeli) materije unutar naše galaksije, na taj način dobivamo sljedeću sliku:

Ova CMB slika je slika posljednje epohe raspršenja (last scattering epoch), tj. to je slika trenutka kada su se materija i fotoni međusobno razdvojili, doslovno slika graničnog trenutka rekombinacije. Ovo je posljednja barijera (prepreka) u našim promatranjima ranog Svemira, iza koje nam ranije epohe koje koje pripadaju ranijem Svemiru nisu vidljive.

Grudast izgled CMB slike je posljedica fluktuacija temperature CMB fotona. Promjene temperature nastaju uslijed promjena gustoće u trenutku rekombinacije (veće gustoće odgovaraju višim temperaturama). S obzirom da nam ovi fotoni dolaze iz zadnje epohe raspršenja, oni predstavljaju fluktuacije gustoće iz toga doba.

Izvor ovih fluktuacija su pretežno kvantne fluktuacije iz najranijih trenutaka i one predstavljaju odjek CMB-a iz trenutka rekombinacije. Za sada, mi vjerujemo da su ove kvantne fluktuacije prerasle u veličine veće od naše galaksije tijekom epohe inflacije, i da su izvor struktura u Svemiru.

1.5 Fluktuacije i nastanak galaksija

Fluktuacije gustoće tijekom rekombinacije, koje se mjere u CMB-u, su prevelike i premalene amplitude da bi bile u stanju formirati grude (hrpe) veličine galaksija. Umjesto toga, one su sjeme (zametak) za formiranje oblaka veličine klastera galasija koji će se kasnije razdvojiti u galaksije. Međutim, da bi mogle formirati hrpe oblaka veličine klastera galaksija, one prethodno moraju narasti po amplitudi (prema tome i masi) uslijed gravitacijske nestabilnosti, u kojoj vlastita gravitacija uslijed fluktuacija nadilazi pritisak plinova.

Prijevod sa slike:
Fluktuacije velikih razmjera postaju gravitacijski nestabilne i rastu po amplitudi
Fluktuacije malih razmjera se prigušuju tijekom vremena

CMB fluktuacije su zapravo veza između Big Bang-a i stuktura velikih razmjera koje postoje unutar galaksija u Svemiru, i njihove distribucija u obliku klastera galaksija oko Mliječne staze koja je prisutna danas.

2 Kozmička pozadina

2.1 Rotacijska krivulja galaksije

Studije dinamike Svemira započele su kasnih 1950-ih. Ovo znači da su umjesto da samo promatraju i klasificiraju galaksije, astronomi započeli proučavati njihovo unutarnje kretanje (rotaciju u slučaju galaksija oblika diska) i njihove međusobne interakcije u susretima jedne galaksije sa drugom i slučajeve susreta klastera. Ubrzo se postavilo pitanje da li mi zapravo promatramo masu ili svjetlost u Svemiru. Velik dio onoga što vidimo u galaksijama je svijetlo zvijezda. Zbog toga je jasno da, što je neka galaksija svijetlija, više je zvijezda u njoj, a to znači i veću masu galaksije. Početkom 1960-ih, pojavljuju se indikacije da ovo nije uvijek istina, to nazivamo problemom mase koja nedostaje (missing mass problem).

Prve indikacije da postoji značajan manjak mase u Svemiru pojavile su se tijekom studije rotacije naše galaksije, Mliječne staze. Vremenski period obilaska Sunca oko galaksije daje nam naznake o prosječnoj količini mase unutar Sunčeve orbite (kružnog puta obilaska). Ali, detaljan prikaz brzine kruženja Galaksije kao funkcije njenog radijusa otkriva distribuciju mase unutar galaksije. Najjednostavniji način rotacije je rotacija koju izvodi kolo koje se okreće.

Rotacija koja je u skladu sa Kepler-ovim trećim zakonom je prikazana na slici i ima oblik diferencijalne rotacije, takvu vrstu rotacije imaju planeti. Možemo uočiti da brzina kruženja opada kako se udaljavamo od središta galaksije. Ovo nazivamo Keplerovom rotacijskom krivuljom (Keplerian rotation curve).

Da bi odredili rotacijsku krivulju galaksije, ne koristimo se zvijezdama zbog njihovog mogućeg gašenja (slabljenja). Umjesto toga, koristimo 21 cm velike mape neutralnog vodika. Kada to uradimo, dolazimo do rezultata koji nam opisuju rotacijsku krivulju galaksija i vidimo da ona ostaje ravna sve do velikih udaljenosti, umjesto da opada kao što je to prikazano na slici poviše. Ovo znači da se masa galaksije povećava kako se povećava udaljenost od njezinog središta.

Iznenađujuće je to što ustvari postoji veoma malo vidljive materije iza udaljenosti od središta na kojoj Sunce obilazi centar galaksije. Prema tome, rotacijska krivulja Galaksije ukazuje na značajno veliku masu, ali iz tog smjera nam ne dopire nikakvo svijetlo. Drugim riječima, prostor naše Galaksije je ispunjen misterioznom tamnom tvari nepoznatog sastava i tipa.

3 Strukture velikih razmjera

3.1 Porijeklo struktura

Kako se krećemo naprijed u vremenu od postanka Svemira prolazimo kroz eru inflacije, bariogeneze, nukleosinteze i radijacijskog razdvajanja. Kulminacija nastaje formiranjem struktura materije, distribucijom galaksija u Svemiru.

Tijekom ere radijacije rast struktura je suzbijen uslijed bliskih interakcija fotona i materije. Materija nije bila slobodna reagirati na vlastitu gravitaciju, i zbog toga nije dolazilo do povećanja gustoće tijekom tog perioda.

Povećanje gustoće u vrijeme rekombinacije (ima svoj izvor u kvantnim fluktuacijama koje su se proširile u objekte veličine galaksija tijekom ere inflacije) ima dva moguća smjera kojima se moglo odvijati. Može rasti ili se disperzirati.

„Efekti pritiska“ koje mjesta porasta gustoće doživljavaju su posljedica širenja Svemira. Sam prostor između čestica se širi. Preme tome čestice se udaljavaju jedna od druge. Jedino ukoliko postoji dovoljno mase tako da gravitacijska sila može nadvladati širenje dolazi do kolapsa povećanja gustoće i rasta.

Strukture su se mogle formirati na dva načina: ili su se prvo formirale velike strukture klastera galaksija, koje su se kasnije fragmentirale u zasebne galaksije (top-down scenarij), ili su se prvo formirale patuljaste galaksije, a zatim se spojile te tako formirale velike galaksije i klastere galaksija (bottom-up scenarij).

3.2 Vruća tamna tvar vs. hladna tamna tvar

Svaki scenarij formiranja struktura ima svoje pretpostavke prema kojima dobivamo današnji izgled Svemira. Oba scenarija zahtjevaju poseban oblik tamne materije, poseban tip čestice koji čini 90% Svemira koji je neviljiv našim instrumentima. Dva ova tipa tamne materije nazivamo Vrućom i Hladnom.

Prijevod sa slike:

Vruća tamna tvar (Hot Dark Matter - HDM)
Top-down scenarij zahtjeva da tamna materija bude sastavljena od čestica velike brizne, koje jedna na drugu slabo djeluju (slaba interakcija)
Masivni neutrino je dobar kandidat za HDM česticu

Hladna tamna tvar (Codl Dark Matter - CDM)
Bottom-up scenarij zahtjeva da materija bude sastavljena od veoma masivnih čestica, koje se sporo kreću
Uočite da nijedna od ovih čestica ne može biti barion

HDM proizvodi velike, glatke (ravne) strukture s obzirom da putuje velikim brzinama. Masivni neutrini se kreću brzinama koje su bliske brzini svjetlosti, ali su u veoma slaboj interakciji sa materijom i prema tome može izgladiti (poravnati) nakupine velike gustoće.

CDM, sa druge strane, se sporo kreće, i zbog toga, raspoređuje u malenim područjima. Oblici velike mase su potisnuti s obzirom da malena područja prerastaju u malene galaksije.

Postoje čvrsti dokazi da su se galaksije formirale prije klastera, jer su zvijezde u galaksijama stare 10 do 14 milijardi godina, ali se brojni klasteri galaksija još uvijek formiraju i danas. Ovo nas vodi prema prihvaćanju bottom-up scenarija i odbacivanju top-down scenarija.

3.3 Strukture velikih razmjera

Galaksije u Svemiru nisu pravilno raspoređene, poput točaka u mreži. Istraživanja položaja galaksija, tj. mape galaksija, pokazale su nam da galaksije u sebi imaju velike strukture u obliku klastera, struktura u obliku niti i velike praznine.

Zanimljivo je da, stvarna distribucija galaksija dobivena analizama crvenog pomaka (redshift survey) je negdje između predviđanja koja smo imali na temelju HDM i CDM, pa nam je zapravo potreban hibridni model sastavljen od HDM i CDM kako bi objasnili ono što vidimo danas.

Crtanje mape velikih struktura također ima utjecaja na određivanje da li je Svemir otvoren ili zatvoren. Galaksije koje se nalaze na krajevina struktura u obliku niti kretat će se u masovnim kretanjima prema mjestima koncentracije drugih galaksija i tamne tvari. Kretanja velikih razmjera se mogu koristiti kako bi odredili gustoću velikih područje u prostoru, a zatim te podatke možemo iskoristiti kako bi odredili gustoću Svemira.

PROČITAJ / PREUZMI I DRUGE SEMINARSKE RADOVE IZ OBLASTI:

NEUTRINI, KOZMIČKA POZADINA

Neutrini

1.1 Barionska frakcija (udjel)