Kadrioru Saksa Gümnaasium
Päikesesüsteemi tekkimineReferaat
Rene
Randlane 12. a
Tallinn 2013
Sisukord1. Suur Pauk 3
1.1 Universumi varajane ajalugu 4
1.2
Inflatsiooniline universum 6
1.3
Kvarkide periood 7
1.4
Topofaas 7
1.5 Neli vastasmõju 8
1.6
Hadronite perioodi algus 8
1.7 Leptonite perioodi algus 8
1.8 Tuumasünteesi algus 8
1.9 Kiirguseajastu lõpp ja aineajastu algus 9
1.10 Taustkiirguse vabanemine 9
1.11 Suuremastaabiliste struktuuride
moodustumise algus 9
1.12 Galaktikate ja tähtede tekkimine 10
2. Päikesesüsteemi teke 11
3. Päikesesüsteem 13
Kasutatud materjalid: 15
Suur Pauk
Suur Pauk (inglise keeles Big Bang ) oli hüpoteetiline sündmus umbes
13,7 miljardit aastat tagasi: Universum hakkas kujuteldamatult
tihedast olekust plahvatuslikult paisuma . Seda loetakse kosmoloogia standardmudelis Universumi alguseks.
Suure Paugu teooria käsitleb peale Suure Paugu ka universumi
varajast arengut pärast Suurt Pauku .
Suur Pauk ei olnud plahvatus olemasolevas ruumis, vähemalt mitte
selle tänapäevases mõistes, vaid mateeria , ruumi ja aja ühine
tekkimine algsest singulaarsusest.
Paisumine on vaadeldav Hubble'i seose kaudu, mis ütleb, et mida
kaugemal mingi galaktika meist (vaatlejast) on, seda kiiremini ta
meist eemaldub.
Suurest Paugust umbes 300 000 aasta võrra hilisemast seisundist
annab tunnistust kosmiline mikrolainetaust ehk reliktkiirgus : tol
ajal omandasid mikrolainetausta footonid absoluutselt mustale kehale
omase kiirgusspektri.
Suure Paugu teooria on tänapäeva teaduslikus kosmoloogias valdav
teooria Universumi varajasest arengust. Ta põhineb sellel, et
vaadeldavat galaktikate üksteisest eemaldumist, ehk siis universumi paisumist , saab üldrelatiivsusteooria abil ekstrapoleerida ajas
tagasi universumi varajase oleku suunas. Selgub , et mida kaugemale
ajas tagasi minna, seda kuumemaks ja tihedamaks universum osutub.
Suure Paugu teooria kohaselt on universumi praegune seisund erinev
tema kunagisest ja tulevasest seisundist. Kunagi oli aine universumis
nii kuum ja tihe, et valgus ei saanud kosmoses vabalt levida . Juba
1940. aastatel esitati teoorial põhinev oletus, et see on tekitanud
mikrolainetausta. 1960. aastatel see nähtus avastatigi, mis tõi
kaasa Suure Pauguga konkureeriva statsionaarseisundi teooria
populaarsuse järsu languse.
Kui tänapäeva füüsikateooriaid kasutades universumi Hubble'i paisumisest tagasi ekstrapoleerida, jõutakse gravitatsioonilise
singulaarsuseni, kus kõik kaugused muutuvad nulliks ning kõik
temperatuurid ja rõhud muutuvad lõpmatuks. Mis on selle füüsikaline
mõte, see pole selge. Paljude füüsikute arvates on asi selles, et
meie arusaamine füüsikaseadustest on puudulik, eriti annab tunda
kvantgravitatsiooni teooria puudumine.
Väljendi "Suur Pauk" võttis kasutusele Fred Hoyle, kes
tahtis näidata Suure Paugu teooria usutamatust.
Et Suurest Paugust sai peale mateeria alguse ka aegruum, siis ei
saa Suurt Pauku ennast seni tuntud füüsikateooriate abil
kirjeldada.
Suure Paugu teooria järgi hakkas mateeriaga täidetud universum
pärast Suurt Pauku paisuma, ning see paisumine jätkub. Kosmoloogia
modelleerib universumi paisumist üldrelatiivsusteooria
väljavõrrandite abil.
Astronoomiliste vaatluste põhjal hinnatakse universumi vanuseks
13,7±0,2 miljardit aastat.
Galaktikate vaadeldava üksteisest eemaldumise ekstrapoleerimisel
ajas tagasi saadakse hetk, mil nende aine oli koondunud väga
väiksesse ruumi. Sel ajal pidi temperatuur olema väga kõrge ning
kõikide objektide omavaheline kaugus väga väike.
Suure Paugu teooria seletab järgmisi vaatlusandmeid:
- galaktikate punanihe, Universumi senine paisumine
- Universumi mikrolainetausta spekter
- tähtede vanuse piir umbes 13 miljardi aasta juures
- keemiliste elementide ja nende isotoopide levik kosmoses (eriti vesinik (prootium), deuteerium ja heeliumi isotoobid )
Suure Paugu põhimõtteliselt võimalik teisik on Suur Kollaps,
Universumi kollaps, Universumi lõpp. Kas see tuleb, sõltub mateeria
tihedusest ja kosmoloogilisest konstandist.
Universumi varajane ajalugu
Et teadaolevad füüsikateooriad ei ole Suurele Paugule lähedase
aja kohta rakendatavad, puudub Suure Paugu üldtunnustatud teooria.
Erinevaid ajajärke pärast Suurt Pauku vaadeldakse universumi omaette perioodide või ajastutena. Kui rakendada teadaolevaid
füüsikaseadusi olukorrale vahetult pärast Suurt Pauku, tuleb
välja, et Universum pidi paisumise esimeste sekundi murdosade
jooksul läbima mitu ülilühikest faasi.
Et tollastel osakestel olid väga suured
kiirused ning nende omavahelised kaugused olid väga väikesed, sai
nendes toimuda hilisemate faasidega võrreldaval hulgal sündmusi.
Tinglik jaotus ajastuteks on järgmine: Plancki aeg ning Suure
Ühenduse perioodi algus.
Universum algas seisundiga, mille kirjeldamisel pole teadaolevaid
füüsikaseadusi võimalik rakendada. Väga elementaarsetest kaalutlustest tuleneb siiski, et tihedus pidi alguses olema ligikaudu
1094 g·cm−3 ja temperatuur ligikaudu 1032 K (vaata Plancki
skaala). Tuleb eeldada, et ajal "enne" Plancki aega (enne
5,39121·10−44 s, lihtsuse mõttes võetakse selle väärtuseks
enamasti 10−43 s) puudusid kontiinuumi omadused, nii et väited
ajavahemiku kohta 0...10−43 s on mõttetud. Selles mõttes puudus
Plancki ajal kestus. Sarnased lood on ka ruumiga. Kui vahemaa on
0...1,61624·10−35 m (Plancki kaugus; lihtsuse mõttes võetakse
selle väärtuseks enamasti 10−35 m), puuduvad ruumil kontiinuumi
omadused. Seetõttu on väited ulatuvuse kohta vahemaade 0...10−35
m korral mõttetud. Seetõttu ei saa Plancki aja puhul Universumi
ruumala täpset väärtust anda.
Ühendväljateooriate (supergravitatsiooni teooria) järgi olid
esimesel hetkel kõik neli teadaolevat looduse põhijõudu
(vastasmõju)
- gravitatsioon ,
- tugev vastasmõju ehk värvivastasmõju,
- elektromagnetiline vastasmõju
- nõrk vastasmõju
ühendatud üheksainsaks algjõuks. Paisumise alguse ning ühtlasi
Plancki aja lõpuga eraldus gravitatsioon kui omaette jõud. Kolm
ülejäänud vastasmõju moodustasid ühendmudeli ehk Suure Ühenduse.
Enamik osakesi, mis ühendmudeli ajastul eksisteerisid, olid teadmata
loomuga. Hiljem leidis aset veel kaks vastasmõjude eraldumist seoses
sümmeetria rikkumistega.
Kõrge temperatuuri tõttu leidis aset osakeste ning kiirguse kujul
eksisteeriva energia vastastikune muundumine relatiivsusteooria valemi E=mc² järgi. Sealjuures ei olnud aine ja kiirgus alati
soojuslikus tasakaalus.
Tulenevalt ühendmudeli vastasmõju seni
täielikult seletamata asümmeetriast aine ja antiaine suhtes tekkis
aine väike liig antiaine suhtes (nn barüogenees). Võib-olla tegigi
see ainult miljardikuline liig võimalikuks praegu kosmoses leiduva aine ning meie olemasolu.
Inflatsiooniline universum
Universumi vanuses 10−36 s langes temperatuur umbes 1027 kelvinile. Ühendmudeli põhjal oletatakse, et sellel temperatuuril
eraldus tugev vastasmõju ühendmudeli ühtsest vastasmõjust.
Vabanev energia tõi kaasa kiire paisumise faasi (nn
inflatsiooniline universum), kusjuures ajavahemikus 10−35...10−33
s leidis aset laienemine umbes 1050 korda. See valguse kiirust ületav
Universumi paisumine ei ole relatiivsusteooriaga vastuolus , sest
viimane keelab ainult valguse kiirust ületavat liikumist ruumis,
mitte ruumi enda paisumist, mis valguse kiirust ületab. Praegu
vaadeldavale universumile vastav piirkond pidi sealjuures teooria
kohaselt paisuma prootoni diameetrist palju väiksemalt diameetrilt
umbes kreeka pähkli läbimõõduni. Aeg, millal see sündmus pidi
aset leidma, ning laienemistegur on konstrueeritud nii, et
kosmoloogiline tervikpilt klapiks. Neil arvudel puudub sõltumatu
kinnitus.
Inflatsiooniline faas on seletuseks mitmele kosmoloogilisele
vaatlusele, millel muud seletust pole, nimelt
- kosmose homogeensus (horisondi probleem)
- suuremastaabilised struktuurid kosmoses ( galaktikad , galaktikate parved )
- ruumi väike kõverus (lameduse probleem)
- tõsiasi, et pole vaadeldud magnetilisi monopole
Kvarkide periood
Pärast 10−33 s langes temperatuur 1025 kelvinile. Moodustusid
tänapäeva raskete osakeste ehituskivid kvargid ja antikvargid .
Temperatuur oli aga nii kõrge ning osakestevaheliste kokkupõrgete
vahelised ajavahemikud nii väikesed, et ei moodustunud veel
stabiilseid prootoneid ega neutroneid, vaid ligikaudu vabadest osakestest koosnev kvark -gluuonplasma. Raskemad osakesed, nagu
näiteks X-bosonid, surid välja, sest nad olid ebastabiilsed ning
nende taastekkeks kiirgusest oli temperatuur juba liiga madal.
Topofaas
Pärast 10−15 s tõusis temperatuur mõningate autorite arvates
lühikeseks ajaks nii kõrgele, et kiirgusest sai veel kord tekkida
raskeid osakesi. Et aga temperatuur üsna ruttu jälle langes,
lagunesid ka need osakesed jälle.
Neli vastasmõju
Pärast 10−12 s oli universum jahtunud 1016 kelvinile.
Elektronõrk vastasmõju lagunes nõrgaks ja elektromagnetiliseks
vastasmõjuks. Sellega oli algse vastasmõju lagunemine neljaks
tuntud fundamentaalseks vastasmõjuks lõpule jõudnud.
Hadronite perioodi algus
Pärast 10−6 s oli temperatuur 1013 K. Kvargid ei saanud enam
vabade osakestena eksisteerida, vaid ühinesid hadroniteks.
Temperatuuri langedes raskemad hadronid lagunesid ning lõpuks jäid
üle prootonid ja neutronid ning nende antiosakesed. Prootonite ja
neutronite vastastikusel muundumisel tekkis ka suur hulk
neutriinosid.
Leptonite perioodi algus
Pärast 10−4 s oli temperatuur langenud 1012 kelvinile. Enamik
prootoneid ja neutroneid annihileerus kokkupõrgetel oma
antiosakestega; järele jäi vaid ülalmainitud miljardikune liig.
Need prootonid ja neutronid moodustavadki suurema osa tänapäeval
tuntud ainest. Prootoni ja neutroni massi väikese erinevuse tõttu
kujunes sealjuures prootonite ja neutronite arvuline vahekord 6:1,
mis etendas tähtsat osa hilisemas heeliumi osatähtsuses kosmoses.
Temperatuurist jätkus nüüd vaid selleks, et moodustada leptonite
paare (nagu näiteks elektron ja selle antiosake positron). Neist sai
nüüd domineeriv aineosakeste liik. Tihedus langes 1013 g·cm−3-le,
mis oli ikka veel tohutu suur. Neutriinod aga ei olnud selle tiheduse
juures enam soojuslikus tasakaalus teiste osakestega. Neutriinode
vastasmõju muu ainega on sellest ajast alates nii nõrk, et nad
liiguvad Universumis vabalt, ilma neeldumata siiamaani.
Tuumasünteesi algus
Pärast 10 sekundit, temperatuuridel alla 109 K, ühinesid
prootonid ja neutronid tuumasünteesis esimesteks aatomituumadeks.
Seda protsessi nimetatakse ürgseks tuumasünteesiks. Sealjuures moodustus 25% heelium -4 (4He) ja 0,001% deuteeriumi ning heelium-3
(3He), liitiumi ja berülliumi. Ülejäänud 75% moodustasid
prootonid, hilisemad vesiniku aatomi tuumad.
Vanimatel tähtedel kosmoses on veel praegugi
just niisugune koostis. 5 minuti pärast oli aine niipalju hõrenenud,
et tuumasüntees vaibus. Järelejäänud vabad neutronid ei olnud
stabiilsed ning järgmiste minutite jooksul lagunesid nad
prootoniteks ja elektronideks.
Kõik raskemad keemilised elemendid tekkisid alles hiljem tähtede
sisemuses. Temperatuur oli ikka veel nii kõrge, et aine eksisteeris plasma kujul – seguna vabadest aatomituumadest, prootonitest ja
elektronidest röntgenkiirguse (temperatuurikiirguse) käes.
Kiirguseajastu lõpp ja aineajastu algus
Seni moodustas elektromagnetkiirgus põhiosa kosmose
energiatihedusest. Ent paisumisega seotud temperatuuri alanemisel see
aina vähenes. Aine energiatihedus kahanes seisumassi tõttu
tunduvalt aeglasemalt. Umbes 200 000 aasta pärast ületas aine
osatähtsus Universumi koguenergias kiirguse oma.
Taustkiirguse vabanemine
Algfaasis oli kiirgus pidevas vastastikuses toimes vabade
laengutega. Universum oli seetõttu läbipaistmatu. Umbes 300 000
aasta pärast oli temperatuur langenud umbes 3600 kelvinile. Selle
väärtuse juures moodustasid aatomituumad ja elektronid stabiilseid
aatomeid (rekombinatsioon). Footonite vastastikune toime neutraalsete
aatomitega muutus väikeseks, nii et valgus sai nüüd hakata üha
enam takistamatult levima. Universum muutus läbipaistvaks.
Edasise paisumise käigus vabanenud taustkiirguse (kosmiline
mikrolaine- taustkiirgus ) lainepikkus ruumi laienemise tõttu
suurenes. Seda on näha selle spektri punanihkest. See taustkiirgus
on mõõdetav. Ta vastab absoluutselt musta keha temperatuurile 2,73
K.
Suuremastaabiliste struktuuride moodustumise algus
Pärast kiirguse vabanemist sattus aine gravitatsiooni tugevama
mõju alla. Lähtudes tiheduse kõikumistest, mis võisid tekkida
juba inflatsioonilise paisumise ajal kvantfluktuatsioonide tõttu,
moodustusid miljoni aasta pärast kosmoses suuremastaabilised
struktuurid. Suurema massitihedusega ruumipiirkondades hakkas aine
gravitatsioonilise ebastabiilsuse tõttu kollabeeruma ning moodustama
massikogumeid. Sealjuures hakkasid kõigepealt tekkima varjatud
ainest nn halod . Need toimisid "gravitatsiooninõgudena",
kuhu hiljem kogunes meile nähtav aine.
Et kindlaks teha, mis see varjatud aine täpselt
on, on püütud struktuuride moodustumise protsessi
arvutisimulatsioonidega imiteerida. Mängiti läbi mitmesugused
stsenaariumid, millest mõned välistati kui täiesti
ebarealistlikud. Kõige realistlikumatena tunduvad tänapäeval nn
ΛCDM-mudelid (Λ on Einsteini väljavõrrandite kosmoloogiline
konstant, CDM on külm varjatud aine ( cold dark matter )). Varjatud
aine olemus on tänini teadmata.
Galaktikate ja tähtede tekkimine
300 miljoni aasta pärast tekkisid paljud galaktikad algul
kvasaritena. Tegu oli galaktikatega, mille keskmes oli must auk, kuhu
paiskus suur hulk ainet, mis tõi kaasa tohutu hulga kiirguse
väljumise.
Kollabeeruvad gaasipilved olid nüüd nii tihedaks muutunud, et
moodustusid tähed ja kerasparved. Tähtedes moodustusid nüüd
tuumasünteesi teel kõik raskemad keemilised elemendid kuni rauani.
Raskemad tähed plahvatasid juba mõne miljoni aasta pärast
supernoovadena. Plahvatustega sattusid tähtedevahelisse ruumi rauast
raskemad elemendid. Need tekkisid plahvatuse ajal neutronihaarde
tagajärjel.
Päikesesüsteemi teke
Praegusel ajal arvatakse, et Päikesesüsteem moodustus 4,6
miljardit aastat tagasi supernoova plahvatusest järgi jäänud gaasi
ja tolmupilvest. Tegemist oli normaalse tähetekke protsessiga, mis
tekitas ka Päikese enda, ja mitte millegi erilisega (näiteks
tähtede peaaegu-kokkupõrge), nagu kunagi usuti . Arvatakse, et selle
protsessi alguses toimus päikeseudukoguks nimetatava tähtedevahelise
gaasi- ja tolmupilve gravitatsiooniline kollaps, mille tulemusena
tekkis tihenemise ja pöörlemise tõttu lapikuks muutuva gaasipilve
keskele prototäht. Kui prototäht tõmbus niivõrd kokku, et tema
keskmes tõusid temperatuur ja tihedus termotuumareaktsioonide
algamiseks piisavalt kõrgeks, süttis prototäht tähena –
Päikesena.
Gaasipilve kollapsi käigus koondusid ketta tasandisse raskematest
elementidest koosnevad ühendid, mis esinesid põhiliselt tolmu
kujul. Edasisel suhteliselt kiirel tolmuosakeste kleepumise ning
kuhjumise ajajärgul tekkisid suuremad ainekogumid, mis üksteisega
põrgates moodustasid aja jooksul praegu tuntud planeedid. Päikese
ja planeetide tekkimisest üle jäänud tahke aine on jäänud
Päikesesüsteemi tolmu ja väikekehadena, gaas aga puhutud Päikese
kiirguse ja päikesetuulte poolt kaugetesse Päikesesüsteemi
välisosadesse.
Päikesesüsteemi ja teiste kosmiliste objektide
päritoluga tegeleb kosmogoonia .
Päikesesüsteem
Päikesesüsteemi põhikomponent on Päike, suhteliselt tavaline
väikese massiga täht, mis siiski moodustab 99,86% Päikesesüsteemi
massist ning on gravitatsiooniliselt domineeriv. Peale selle on
Päikese sisemus Päikese suure massi tõttu jõudnud
termotuumareaktsiooni jaoks vajaliku tiheduseni ja temperatuurini
ning vabastab tohutul hulgal energiat, millest suurem osa kiirgub
kosmosesse elektromagnetkiirguse kujul. Suurem osa sellest kiirgusest
on nähtav valgusena. Päike kiirgab ka laetud osakesi, mille voogu
nimetatakse päikesetuuleks. Päikesetuul avaldab tugevat mõju
planeetidele, millel on magnetosfäär, ning lükkab tolmu ja gaasi
Päikesesüsteemist välja.
Ülejäänud väike osa väljaspool Päikest asuvast massist hõlmab
kaheksa planeeti (Merkuur, Veenus , Maa, Marss, Jupiter, Saturn , Uraan
ja Neptuun ) ning nende kaaslastest ja rõngastest. Peale selle on
Päikesesüsteemis veel kääbusplaneedid (näiteks veel hiljuti planeediks peetud Pluuto ), asteroidid, komeedid , Neptuuni-tagused
objektid ja Kuiperi vöö objektid, teoreetiline Öpiku-Oorti
komeedipilv ning planeetidevaheline tolm ja gaas. Tahkete kehade
kogupindala Päikesesüsteemis on 1 700 000 000 km2.
Päikesesüsteem on osa Linnutee galaktikast, umbes 100 000
valgusaastase läbimõõduga spiraalgalaktikast, ning mis sisaldab
ligikaudu 200 miljardit tähte, mille hulgas meie Päike on üsna
tüüpiline. Siiski, Päike on massiivsem umbes 85% kõigist
Galaktika tähtedest.
Päikesesüsteemi kauguseks Galaktika keskmest hinnatakse 25 000
kuni 28 000 valgusaastat. Ta tiirleb ümber galaktika keskme kiirusega umbes 220 kilomeetrit sekundis ning teeb ühe täistiiru
226 miljoni aastaga.
Päikesesüsteemi orbiit paistab olevat väga ebaharilik. Ta on
esiteks väga lähedane ringjoonele ja teiseks on ta peaaegu täpselt
sellel kaugusel, kus orbitaalkiirus vastab spiraalharusid kujundavate
kompressioonilainete kiirusele . Nähtavasti on Päikesesüsteem
jäänud spiraalharude vahelisse piirkonda suurema osa aja jooksul,
mis elu Maal on eksisteerinud. Spiraalharudes plahvatavate
supernoovade kiirgus võib teoreetiliselt planeetide pinnad
steriliseerida, hoides ära suurte loomade tekke maismaal.
Et Päikesesüsteem (ja planeet Maa) on jäänud
spiraalharudest väljapoole, võib olla tegemist ainulaadse planeediga, mille pinnal on saanud tekkida suured loomad.
Kasutatud materjalid:
http://et.wikipedia.org/wiki/P%C3%A4ikeses%C3%BCstee m
http://www.rak.edu.ee/opiobjektid/universum/pikesessteemi_tekkimine.html
http://et.wikipedia.org/wiki/P%C3%A4ikeses%C3%BCstee m
http://www.rak.edu.ee/opiobjektid/universum/pikesessteem.html
http://en.wikipedia.org/wiki/Solar_Syste m
50 punkti
Autor soovib selle materjali allalaadimise eest saada 50 punkti.
~ 15 lehte
Lehekülgede arv dokumendis
2014-10-20
Kuupäev, millal dokument üles laeti
4 laadimist
Kokku alla laetud
0 arvamust
Teiste kasutajate poolt lisatud kommentaarid
Anna Haritonova
Õppematerjali autor
annaabi.ee 
Kõik kommentaarid