czyli elementy wspczesnej kosmologii Jak stworzy wszechwiat Kosmologia

czyli elementy współczesnej kosmologii Jak stworzyć wszechświat

Kosmologia �Nauka o wszechświecie w największej rozciągłości oraz skalach �Skąd przybyliśmy? Dlaczego tu jesteśmy? Dokąd zmierzamy? �Jak powstały pierwiastki? Dlaczego wszechświat jest tak gładki? Jak uformowały się galaktyki?

Kosmologia c. d. �Historia (kosmologia różnych religii, filozofia) �Kosmologia współczesna • wreszcie nauka ścisła!!! • obserwacje modele matematyczne • Stan stacjonarny • Teoria Wielkiego Wybuchu (Big Bang Theory)

Teoria Wielkiego Wybuchu, historia � 1916 r – A. Einstein, Ogólna Teoria Względności, wszechświat statyczny � 1922 r – A. Friedmann, rozwiązanie równań wszechświat rozszerzający się � 1924 r – E. Hubble, galaktyki uciekają! � 1927 -31 r – G. Lemaître, wytłumaczenie odkrycia Hubble’a ekspansją wszechświata mającej początek w stanie o ogromnej gęstości i malutkim rozmiarze �Jakoś po II w. ś. - F. Hoyle – Stan stacjonarny, krytyka „Wielkiego wybuchu” (BBC Radio, 1949)

Teoria Wielkiego Wybuchu, historia, c. d. � 1948 r – G. Gamow, R. Alpher, słynna praca αβγ, nukleosynteza oraz przewidzenie Kosmicznego Mikrofalowego Promieniowania Tła (Cosmic Microwave Radiation Background) � 1965 r – A. Penzias, R. Wilson – „przypadkowe” odkrycie CMRB, ostateczne zwycięstwo koncepcji WW

Teoria Wielkiego Wybuchu, sukcesy � Dowody • Rozszerzanie się Wszechświata (diagram Hubble’a) • Nukleosynteza podczas WW (H, D, He 3, He 4, Li 6, Li 7) • Kosmiczne Mikrofalowe Promieniowanie Tła (CMRB) § Sugestie • Istnienie Ciemnej Materii (Dark Matter) oraz Ciemnej Energii (Dark Energy) • Drobne perturbacje gładkiej struktury wszechświata • Inflacja

Rozszerzanie się Wszechświata �Odległości między punktami zwiększają się �Współczynnik skali – a(t)

Rozszerzanie się Wszechświata, c. d. �Prawo Hubble’a – im coś jest dalej tym szybciej ucieka v – prędkość ucieczki H 0 - „stała” Hubble’a = 73. 8 ± 2. 4 (km/s)/Mpc d- odległość

Geometria Wszechświata �Jaka geometria 4 -D? • Płaska • Eliptyczna • Hiperboliczna • Wszystko wskazuje na to, że Wszechświat jest płaski!!! Całe szczęście…

Geometria Wszechświata, c. d. �Bardzo ważne założenia (na szczęście poparte • • § § obserwacjami) Jednorodność – Wszechświat jest taki sam w każdym punkcie (w dużych skalach) Izotropowość – Wszechświat jest taki sam w każdym kierunku (w dużych skalach) Jest to tzw. Zasada kosmologiczna A. Liddle – „Wszechświat wygląda tak samo, nieważne kim i gdzie jesteś”

Geometria Wszechświata, c. d. � Metryka, czyli jak mierzymy odległości � Euklidesowa w trzech wymiarach � Ale mamy jeszcze czas! Chcemy mierzyć odległości w czasie – metryka Minkowskiego w Szczególnej Teorii Względności � Ale wszechświat się rozszerza! Musimy wziąć to pod uwagę – metryka Friedmanna-Robertsona-Walkera

Geometria Wszechświata, c. d. � Ogólna Teoria Względności (A. Einstein, 1916 r) – jedna z najpiękniejszych i najdokładniejszych teorii fizycznych � Grawitacja = zakrzywienie czasoprzestrzeni � J. Wheeler – „Czasoprzestrzeń mówi materii jak ma się poruszać; materia mówi czasoprzestrzeni jak ma się zakrzywiać. ”

Geometria Wszechświata, c. d. �Podstawowe równania • Równanie Einsteina • Równanie Friedmanna a – wsp. skali, ρ – gęstość materii-energii, ρcr – gęstość krytyczna • Wszechświat płaski -> ρ0 =ρcr •

Geometria Wszechświata, c. d. �Gęstość materii-energii • Ω – stosunek gęstości w czasie t do gęstości krytycznej Materia-energia ma różne formy: Materia (zarówno barionowa jak i ciemna) Cząstki relatywistyczne np. fotony czy neutrina o Ciemna energia • o o

Geometria Wszechświata, c. d. �Równanie Friedmanna wyznacza ewolucję współczynnika skali a(t) w zależności od Ω �Ω<1 – zamknięty �Ω=1 – płaski �Ω>1 – otwarty • Odpowiedniki dla geometrii: • Eliptycznej, • Płaskiej, • Hiperbolicznej

Geometria Wszechświata, c. d. �Różne scenariusze

Geometria Wszechświata, c. d. �Trochę liczb (pomiary WMAP) • Obecna zawartość Wszechświata • Wiek Wszechświata (w miliardach lat)

Epoki w historii Wszechświata

Epoki w historii Wszechświata, c. d.

Epoki w historii Wszechświata, c. d.

CMRB �Kosmiczne Mikrofalowe Promieniowanie Tła • Odkryte przez Penziasa i Wilsona w 1965 r • Pozostałość po WW – bezpośredni dowód • 300 tyś lat po WW • 2. 725 K (-270. 425 C)

Nukleosynteza �Gamow i inni (1948 r) – mechanizm utworzenia najlżejszych pierwiastków podczas WW �Najbardziej powszechne – H i He (He/H = 25%)

Trzy zagadki �Dlaczego nie widzimy magnetycznych monopoli? �Problem Horyzontu – dlaczego regiony które nigdy nie mogły być w kontakcie mają tę samą temperaturę? �Dlaczego Wszechświat jest płaski? !

Rozwiązanie? Inflacja �Bardzo szybka ekspansja Wszechświata między • • 10− 36 s a 10− 32 s po WW zaproponowana przez A. Gutha w 1980 r Wszechświat zwiększył objętość 1078 razy (to bardzo dużo) Magnetycznych monopoli nie widzimy, bo są rozproszone przez inflację Przed inflacją wszystkie regiony były w równowadze Wszechświat początkowo był płaski – inflacja przeniosła tę własność na dużo większe skale

Struktura Wszechświata

Poza Wielkim Wybuchem �Czy istnieją wyższe wymiary? �Jaki będzie koniec Wszechświata? �Czy istnieją Wszechświaty równoległe? �Dlaczego wszystkie stałe fizyczne są tak doskonale dobrane? �Czym dokładnie jest Ciemna Materia i Ciemna Energia? �Dlaczego w ogóle istnieje Wszechświat?

Referencje �Popularnonaukowe • K. Thorne - Czarne dziury i krzywizny czasu • M. Rees – Just Six Numbers • A. Guth – The Inflationary Universe • B. Green – Hidden Reality § Techniczne • F. Shu – Galaktyki. Gwiazdy. Życie • B. Carrol, D. Ostlie – Introduction to Modern Astrophysics • S. Dodelson – Modern Cosmology • S. Weinberg - Cosmology