Download
1 / 53
530 likes | 688 Views
Krystyna Wosińska. Ewolucja Wszechświata. Wykład 3. 1905 – Szczególna Teoria Względności: Istotny jest tylko ruch względny Skoro nie można stwierdzić, że ktoś się porusza w przestrzeni, to pojęcie eteru zbędne
E N D
Krystyna Wosińska Ewolucja Wszechświata Wykład 3
1905 – Szczególna Teoria Względności: • Istotny jest tylko ruch względny • Skoro nie można stwierdzić, że ktoś się porusza w przestrzeni, to pojęcie eteru zbędne • Prawa fizyki są jednakowe w każdym układzie inercjalnym, w szczególności prędkość światła jest stała
Ogólna Teoria Względności (1915): G=8T geometria materia Albert Einstein 1879 - 1955
Ogólna Teoria Względności • Równoważność siły grawitacji i siły bezwładności w układzie nieinercjalnym • Pole grawitacyjne równoważne zakrzywieniu czasoprzestrzeni Przestrzeń i czas dotąd uważane za pasywną scenę zdarzeń w istocie tworzą czasoprzestrzeń, która jest dynamicznym uczestnikiem wszystkich procesów.
model: dwuwymiarowa płaszczyzna • Geometria płaska Suma kątów w trójkącie równa jest 1800 Linie równoległe nie przecinają się Geometria Wszechświata
model: powierzchnia kuli - krzywizna dodatnia • Geometria sferyczna Suma kątów w trójkącie równa jest większa niż 1800 Linie równoległe przecinają się (przykład:południki) Geometria Wszechświata
model: powierzchnia siodłowa- krzywizna ujemna • Geometria hiperboliczna Suma kątów w trójkącie jest mniejsza niż 1800 Linie równoległe rozchodzą się Geometria Wszechświata
Dr. Stanisław Bajtlik demonstruje powierzchnię o krzywiźnie ujemnej ... i dodatniej
Pozorne położenie gwiazdy Gwiazda Słońce Obserwator Zakrzywienie czasoprzestrzeni oznacza, że najkrótszą linią łącząca dwa punkty jest linia krzywa – światło w pobliżu dużej masy nie porusza się po prostej! Doświadczalne potwierdzenie Ogólnej Teorii Względności: W 1919 r. zaobserwowano w czasie zaćmienia Słońca ugięcie promieni świetlnych biegnących od odległej gwiazdy.
k < 0 Geometria Wszechświata k = 0 Wielkość k opisuje krzywiznę Wszechświata k > 0
Krzywizna zależy od gęstości Wszechświata Gęstość krytyczna k – odpowiada wartości k = 0 Równanie Friedmana można przekształcić do postaci: Jeśli > k , to k > 0, Jeśli < k , to k < 0,
= /k - parametr gęstości Miara płaskości Wszechświata: Gdy dominuje promieniowanie: Wartość rośnie w czasie Wszechświat z czasem robi się coraz mniej płaski.
= /k - ten parametr wyznacza przyszłość Wszechświata < 1 = 1 > 1 Jeśli wyznaczymy , odkryjemy przyszłość Wszechświata
Geometria Wszechświata Czy nasze istnienie byłoby możliwe we Wszechświecie o dowolnej wartości ? Zasada antropiczna
Przez tysiące lat ludzie wierzyli, że Wszechświat jest statyczny. Einstein dodał do równania stałą kosmologiczną , aby „ratować” płaski i statyczny Wszechświat. - reprezentuje siłę odpychającą, równoważącą przyciąganie grawitacyjne – dzięki niej pojawia się rozwiązanie równania opisujące statyczny Wszechświat. W 1922 r. Aleksander Friedman znalazł wszystkie rozwiązania równania i wykazał, że nawet dodanie stałej kosmologicznej nie zapewni stałości Wszechświata. Einstein nazwał dodanie stałej kosmologicznej swoją największą pomyłką, jednak obecnie wcale nie jest oczywiste, że wynosi ona zero!
Ekspansja Wszechświata przyspiesza! Supernowe znajdujące się w odległości 3/4 drogi od krańca Wszechświata pomogły odkryć, że Wszechświat rozszerzał się w różnym tempie podczas swojej historii.
Poznamy dzieje Wszechświata, jeśli wyznaczymy trzy parametry:
Pomiar stałej Hubble’a Supernowe typu 1A stanowią doskonałe obiekty do pomiaru odległości galaktyk – „świece standardowe” Znamy dokładnie ich jasność absolutną. Jasność obserwowana wyznacza odległość. Prędkość ucieczki galaktyk wyznaczona z obserwowanego przesunięcia linii widmowych ku czerwieni.
Pomiar gęstości materii Wszechświata Od gęstości zależy krzywizna Wszechświata • Pomiar promieniowania świecących gwiazd i materii międzygwiazdowej –materia świetlista
Pomiar gęstości materii Wszechświata Od gęstości zależy krzywizna Wszechświata • Pomiar zawartości lekkich pierwiastków powstałych w pierwszych 3 minutach po Wielkim Wybuchu - materia barionowa • Pomiar oddziaływań grawitacyjnych – rotacja galaktyk - materia grawitacyjna (ciemna materia)
Wynik badania promieniowania reliktowego (2003): Wszechświat jest płaski! Czy płaski Wszechświat musi być nieskończony?
Karl Schwarzschild (1873 – 1916), W 1900 pisał: Wyobraźmy sobie, że w wyniku niezwykle wielkiego astronomicznego przeglądu, okazałoby się, że cały Wszechświat jest wypełniony identycznymi kopiami Drogi Mlecznej, że nieskończona przestrzeń może być podzielona na komórki, z których każda zawiera identyczną kopię naszej Drogi Mlecznej. Czy upieralibyśmy się przy założeniu, że istnieje nieskończenie wiele identycznych kopii tego samego świata ? Czy nie byłoby znacznie rozsądniej przyjąć, że te powtórzenia są iluzją, że w rzeczywistości przestrzeń na szczególne własności spójności, takie, że jeśli opuścimy daną komórkę przez jedną ścianę, to natychmiast wejdziemy do niej przez ścianę przeciwną. S. Bajtlik, Zjazd Fizyków 2005
Dodecahedron – hipotetyczny model Wszechświata S. Bajtlik, Zjazd Fizyków 2005
Teoria inflacji Problemy, które trzeba wyjaśnić: • Problem horyzontu • Problem monopoli magnetycznych • Problem płaskości Wszechświata
Problem horyzontu Niezależnie od jakości teleskopów, nie możemy obserwować dowolnie odległych obiektów. Największa odległość, w której światło zdążyło dotrzeć do obserwatora w czasie istnienia Wszechświata wynosi : Gdzie: T – wiek Wszechświata, c – prędkość światła Horyzont można też zdefiniować podstawiając do prawa Hubble’a maksymalną prędkość ucieczki galaktyk równą prędkości światła: ? ? 13,7 mld lat świetlnych 3·1027 cm ?
Problem horyzontu A B Nasza galaktyka Obserwujemy we wszystkich kierunkach wysoką jednorodność Wszechświata, zarówno w skali wielkoskalowej (galaktyki, gromady galaktyk), jak i promieniowania mikrofalowego, którego natężenie i temperatura są identyczne we wszystkich kierunkach z dokładnością do 1/10000. Punkty A i B nie mogły ze sobą oddziaływać od początku istnienia Wszechświata, więc skąd ta jednorodność...?
Problem horyzontu T = 3·1028 K T = 3K 3 mm 3·1028 cm Ekspansja o czynnik 1028 Obecny horyzont zdarzeń Horyzont zdarzeń 3·10-25 cm Wiek = 10-35 s Wiek = 1017 s W wieku 10-35 s Wszechświat składał się z ogromnej liczby niezależnych, rozdzielonych obszarów?? Sprzeczność z obserwowaną jednorodnością!
Problem monopoli magnetycznych Gdy Wszechświat miał10-35 s i temperaturę 3·1028 K występowała unifikacja trzech oddziaływań: silnego, słabego i elektromagnetycznego. Teorie opisujące Wszechświat w tych warunkach przewidują powstanie ogromnej liczby monopoli magnetycznych – cząstek o masach 1016 razy większych niż masa protonu. Z obliczeń wynika, że monopoli byłoby teraz tysiące razy więcej niż protonów czy neutronów. Monopol jest pozostałością po chaosie, jaki istniał we wczesnym Wszechświecie. Ponieważ Wszechświat był podzielony na obszary nie oddziaływujące ze sobą, niejednorodności nie mogły się wyrównać i tworzyły się monopole. Jednak monopole nie są obserwowane!
Względna gęstość materii we Wszechświecie: Początkowa wartość było bardzo niestabilna i jakiekolwiek odchylenie od wartości1 szybko wzrosłoby w czasie. Problem płaskości Wszechświata > 1 Wszechświat zamknięty (rozszerzanie zakończy się i rozpocznie zmniejszanie < 1 Wszechświat otwarty (rozszerzanie będzie trwać w nieskończoność)
Problem płaskości Wszechświata Aby dzisiejsza mieściła się w żądanym przedziale, początkowa jej wartość musiała być równa jedności z dokładnością większą niż1na 10-15. Początkowy Wszechświat był bardzo płaski! Warunki początkowe Wszechświata zostały dostrojone z wielką precyzją, aby mógł powstać dzisiejszy świat. Małe wahanie na początku ewolucji Wszechświata sprawiłoby, że zapadłby się w krótkim czasie lub materia tak szybko by się oddalała, że nie powstałyby gwiazdy i planety. Skąd to wykalibrowanie warunków początkowych?
Wszechświat inflacyjny Pierwsze 10-43s – czas Plancka – brak teorii opisującej Wszechświat w tym stanie. Po upływie czasu Plancka Wszechświat o temperaturze 1014 GeV podlegał Wielkiej Unifikacji Oddziaływań (oddziaływania silne, słabe i elektromagnetyczne nie różniły się). Wszechświat zawierał obszary „fałszywej próżni” wypełnione ogromną energią (pola Higgsa). • „Fałszywa próżnia” to obszar o zadziwiających własnościach: • jej gęstość nie zmienia się wraz z rozszerzaniem się • wytwarza ona ujemne ciśnienie Z ciśnieniem jako formą energii związana jest grawitacja. Ujemne ciśnienie prowadzi do odpychającej siły grawitacyjnej – odpowiada tej sytuacji niezerowa stała kosmologiczna . Nastąpiła ekspansja!
INFLACJA Równanie na przyspieszenie: Przyspieszenie ekspansji związane jest z ujemnym ciśnieniem. Inflacyjna ekspansja
Wzór kosmologiczny: gdzie: Te człony maleją gwałtownie podczas rozszerzania Zostaje: Rozwiązanie równania: Wszechświat inflacyjny Ekspansja wykładnicza!
Wykładnicza ekspansja zakończyła się w chwili 10-34 s po Wielkim Wybuchu. Jak powiększył się w tym czasie Wszechświat? Załóżmy, że inflacja zaczęła się w chwili T = H-1 = 10-36 s Wszechświat inflacyjny Wszechświat powiększył się w ułamku sekundy do rozmiarów wielokrotnie przekraczających wszystko co możemy obserwować!
„Istnieją poważne racje, by sadzić, że proces odłączania się silnych oddziaływań jądrowych istotnie wpływa na zmianę kwantowego stanu, zwanego kwantową próżnią, co z kolei powoduje gwałtowne, niejako nadprogramowe, rozdęcie i tak już rozszerzającego się Wszechświata. Zjawisko to nazywa się kosmiczną inflacją. W ciągu małego ułamka sekundy rozmiary Wszechświata powiększają się 1050 razy!” Wszechświat inflacyjny M. Heller
Analogia: Uwolniona energia woda lód Podczas przejścia fazowego uwalnia się energia Wszechświat inflacyjny Inflacja zakończyła się przejściem fazowem – „fałszywa próżnia” zamieniła się w próżnię prawdziwą wypełnioną cząstkami. Towarzyszyło temu wyzwolenie ogromnej energii, która ponownie „podgrzała” Wszechświat
Wszechświat inflacyjny Po zakończeniu okresu inflacji Wszechświat rozszerzał się dalej ze stałą kosmologiczną równą zeru. Teorię inflacji zaproponował w 1981 roku Alan Guth teoretyk fizyki cząstek elementarnych zajmujący się Teorią Wielkiej Unifikacji.
przyspieszona 3·1027cm 3·10-25 cm ekspansja Wszechświat inflacyjny Rozwiązanie problemu jednorodności Wszechświata: Obserwowalny Wszechświat powstał z bardzo małego jednorodnego obszaru.
Wszechświat inflacyjny Rozwiązanie problemu monopoli: Wszechświat w chwili, gdy podlegał Wielkiej Unifikacji Oddziaływań, nie był podzielony na obszary nie oddziaływujące ze sobą. Monopole nie powstawały.
