Kosmologie

1. Kosmologie

2. obor na rozhraní astronomie, teoretické fyziky a filozofie • studuje vesmír jako celek • má pouze jeden vzorek • existenci cizích vesmíru můžeme připustit ale nemůžeme je pozorovat • zabývá se vznikem a vývojem vesmírných těles a jejich soustav kauzalita a determinizmus

3. Kosmologický princip • vesmír vypadá ve všech místech stejně tj. od určitého měřítka se jeví homogenní a izotropní • fyzikální zákony platí universálně v celém pozorovaném vesmíru • všechna místa se jeví jako středy rozpínání vesmíru • rychlost vzdalování objektů je úměrná vzdálenosti objektů v každém místě vesmíru • Speciální případ tzv. „Koperníkův princip“: Země nezaujímá nijak významnou polohu • je třeba rozlišovat homogenitu a izotropii vesmírů po stránce fyzikálních zákonů a po stránce rozložení hmoty

4. Mohl Bůh stvořit svět jinak? - Antropický princip • vesmír má přesně takové parametry, aby vyhovoval člověku • parametry našeho vesmíru jsou nafitovány tak aby mohl vzniknout život S. Hawking: Proč je vesmír takový jaký je? Kdyby byl jiný, nebyl by v něm nikdo, kdo by mohl podobné otázky klást.

5. Princip kosmické cenzury • nikde ve vesmíru nejsou nahé singularity • tj. neexistují černé díry které by nebyly skryty pod horizontem událostí

6. Úvod do standardního modelu Elementární částice • fermiony: poločíselný spin (1/2,3/2) splňují Pauliho vylučovací princip. Patří sem proton neutron a leptony • bosony: celočíselný spin (0,1,2 ) nesplňují P. princip. Patří sem mezon a částice interakcí Dělení částic podle chování Dělení částic podle rodové příslušnosti • leptony: elktron, mion, tauon a jejich neutrina • kvarky: tvoří těžké částice s vnitřní strukturou (proton,mezon,neutron), 6 druhů kvarků

7. Interakce • intermediální částice:částice zprostředkující interakce- foton, W+,W-, Z, gluon, (graviton) • higgsovy částice • Neutron je o 0,14% těžší než proton. Tento rozdíl převyšuje hmotnost elektronu => elektrony se mohou s protony slučovat jen za velkých tlaků (energií). Kdyby byly elektrony těžší, sloučili by se po velkém třesku s protony na neutrony a nevznikl by žádný vodík • vakuum X fyzikální vakuum • slabá • silná • elektromagnetická gravitační

8. Modely vesmíru • pokud možno jednoduché konstrukce, které nesou hlavní znaky vesmíru a jsou přitom zvládnutelné prostředky soudobé matematiky a fyziky • de Sitterův model • Einstien - de Sitterův model - nejjednodužší, otevřený a statický vesmír • Friedmannův model- jeho řešení E. rovnic zahrnovalo celou řadu modelů. Vychází celkem tři různá řešení rovnic pro vybranou kulovou oblast vesmíru. Zakřivení prostoru vyjadřujeme indexem křivosti k. Mohou nastat tyto případy:1) k = 0. Nulovému zakřivení odpovídá roviny. Vesmíru říkáme plochý.2) k = -1. Modelem zakřivení je sedlová plocha.3) k = +1. Modelem zakřivení je kulová plocha.

11. Kosmologická konstanta • koeficient úměrnosti v Einsteinových rovnicích OTR • původně vůbec nebyla, zavedena pro stacionární řešení • po objevu Hubbleova rozpínaní vyškrtnuta • její původ je v kvantových procesech • na velkých měřítcích se projevuje jako jakási odpudivá gravitace • z měření se zdá být dnešní vesmír přibližně kritický

12. Červený posuv • V roce 1929 Hubble experimentálně zjistil červený posuv vzdálených galaxií • Všechny spektrální čáry jsou u vzdálených galaxií posunuty k červenému konci spektra • Způsobeno dopplerovým jevem • čím jsou galaxie vzdálenější, tím větší červený posuv ve spektru mají, tj. tím rychleji se vzdalují • Hubbleův vztah v = H .R • Hubbleova konstanta  H=  (71±4) km.s−1Mpc−1 • Hubbleův čas  1/H =14 miliard let 

13. Hubblovo pozorování je jedním z nejdůležitějších experimentálních důkazů rozpínání vesmíru. • Velikost Hubbleovy konstanty souvisí s kritickou hustotou

14. Olbersův paradox • nejjednodušším důkazem vývoje objektů ve vesmíru je to že je v noci tma Gravitační paradox

15. Vznik vesmíru Kdyby byl vesmír zůstal žhavější trochu déle, všechny prvky by byly sloučeny až na železo a nezbylo by palivo pro pozdější hvězdy

16. Podle Einsteinovy OTR má vesmír svůj počátek v prostoročasové singularitě velkého třesku • Proč vznikl časoprostor při velkém třesku: vznik černé díry,jenže v čase pozpátku. Hmota při velkém třesku byla tak koncentrovaná, že časoprostor zakřivovala tolik, že ji musel těsně obepínat-záření nemohlo uniknout, zakřivením se ohýbalo zpět • Jestliže se dnes vesmír rozpíná, znamená to, že v minulosti byla hustota a teplota vesmíru vyšší než dnes. Kdybychom chtěli popsat vlastnosti vesmíru v čase t = 0 dojdeme k závěru, že poloměr vesmíru byl nulový a hustota a teplota nekonečná.

17. Fáze vývoje vesmíru • Éra chaosuZačíná singularitou s obrovskou hustotou a teplotou, v okamžiku, odkdy je definován čas t = 0. Podmínky byly tak výjimečné, že je neumíme postihnout žádnou teorií. Tato éra skončila uplynutím tzv. Planckova času 10-43 s. • Kvantová éraJe charakteristická hromadným vznikem elementárních částic v silném kvantovém gravitačním poli. Časoprostor je velmi zakřivený, jeho poloměr je menší než průměr protonu.. Klasický popis je nepoužitelný.

18. Hadronová éraTrvá od okamžiku 10-23 s. Uplatňuje se zde silná síla a vznikají hadrony – nukleony, mezony. Zároveň vznikají i antičástice a probíhá anihilace – částice se mění se 100% účinností na gama fotony. Předpokládá se, že na 1000 částic antihmoty připadalo 1001 částic hmoty. Na konci hadronové éry t=10-4 s klesá teplota z 1033 na 1012 K a hustota vesmíru z 1097 na 1017 kg/m3. • Leptonová érapřevaha leptonů. Elektrony a pozitrony anihilují, ale neutrina putují vesmírem jako reliktní částice.Z protonů a neutronů začínají vznikat jádra těžkého vodíku, dále pak těžkého helia. Jde o podobu současné nukleární syntézy. Teplota klesá na 1010 K, hustota na 107 kg/m3. Éra končí v čase t = 10 s. • Éra zářenízáření převažuje nad látkou. Hmota je v zářivé rovnováze. Na konci éry je teplota kolem 10 000 K a začíná se vytvářet neutrální vodík. Hustota klesá až na 10-17 kg/m3. • Éra látkyV čase okolo 500 000 let se obě hustoty vyrovnají a záření se odděluje od látky. Vesmír se stal opticky průhledným. Nyní už mohou vesmíru vznikat složitější struktury a objekty. Tato éra trvá dodnes

19. Problémy Standardního kosmologického modelu • počáteční singularita (teplota,tlak) • neexistence magnetických monopolů • problém baryonové asymetrie (proč ve vesmíru nepozorujeme antihmotu?) • kde se vzaly počáteční fluktuace nutné k tvorbě galaxií? • proč je dimenze vesmíru právě 4 • problém plochosti vesmíru • problém Planckových škál

20. Inflační fáze • standardní model má několik problému z nichž některé řeší inflační fáze • Inflací se rozumí náhlé a rychlé rozepnutí prostoru.

21. řeší problém homogenity a izotropie vesmíru, tj. jak mohou opačné strany vesmíru vědět jak se mají chovat • v čase 10-35 s po vzniku vesmíru byla veškerá hmota v těsném kontaktu • potom nastalo rychlé rozepnutí, kde hnací silou bylo rozštěpení velké interakce na slabou a silnou. • v čase 10-30 s inflace skončila a rozpínání pokračovalo standardním způsobem až do dnešní doby • dochází tedy k uvolnění energie a to znamená, že dnešní teplotu vesmíru nemůžeme extrapolovat až do času t = 0, ale jen do konce inflační fáze. Teplota vesmíru by potom na počátku již nemusela být nekonečná.

22. Reliktní záření • Záření, které se oddělilo, odpovídalo Planckovu zákonu a toto rozdělení energie se zachovalo i při rozpínání vesmíru. Vlnová délka tohoto záření se zvětšila a klesla jeho teplota. Dnes prolíná celým vesmírem a pozorujeme jej jako tzv. reliktní záření o teplotě 2,736 K. Slouží jako důkaz, že vesmír býval horký a hustý. • Přichází odevšad – nemá zdroj • pozorováno poprvé 1965 • tvoří 1% šumu v televizním přijmači • skutečně chladne- ve vzdálených galaxiích 15 K • Arno Penzias a Robert Wilson v roce 1978 Nobelovu cenu za fyziku

24. měření na družici COBE a WMAP

25. Struktura vesmíru • Zmapování velkoškálové struktury Anglo-australským dalekohledem

26. Proč je důležité měřit rozložení teploty reliktního záření (nehomogenity) ? • z měření vyplývá že v raném vesmíru se vyskytovaly zárodečné fluktuace hmoty, které se v budoucnu vyvinuly v dnes známé vesmírné struktury – galaxie a kupy galaxií. • Pokud látka interagovala intenzivně se zářením, přenesl se obraz těchto struktur i do elektromagnetického záření vesmíru • Odchylky těchto fluktuací od průměrné hodnoty jsou asi 1/100 000 to přesně odpovídá požadavku na fluktuace hmoty pro vznik galaxií. Kdyby byly menší uskupení hmoty by byly velmi slabá a kdyby byly větší hmota by se zhroutila do gigantických černých děr.

27. dále se potvrdila se nenulová hodnota kosmologické konstanty • hustota baryonové hmoty 4 % hustoty vesmíru a  1 % představuje zářící hmotu

28. Temná hmota • Galaxie a kupy galaxií musí být drženy přitažlivostí až 10x větší než jaká vychází z pozorované hmoty • Z rotace galaxií • z gravitačního působení, gravitačních čoček (Viditelné galaxie představují jen asi 10% hmoty potřebné pro takovéto zkreslení

30. předpokládá se že temnou hmotu tvoří exotické částice nebaryonového původu • kandidáti jsou s-neutrina(neutralina) nebo málo hmotné bosony-axiony

31. Podle slov Leona Ledermanna je cílem kosmologů vysvětlit vesmír pomocí jediné jednoduché formulace, kterou bychom mohli nosit vytištěnou na tričku....