1 / 95

Escales cosmològiques

Radi visible de l’Univers 10 26 m. Escales cosmològiques. Ordres de magnitud de distàncies:. Cosmologia. Radi d’un cúmul de galàxies 10 23 m. Cosmologia. Una galàxia 10 21 m. Cosmologia. Sistema solar 10 13 m. Cosmologia. Radi del Sol 10 9 m. Cosmologia. Radi de la Terra

zurina
Download Presentation

Escales cosmològiques

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. Radi visible de l’Univers 1026 m Escales cosmològiques Ordres de magnitud de distàncies: Cosmologia

  2. Radi d’un cúmul de galàxies 1023 m Cosmologia

  3. Una galàxia 1021 m Cosmologia

  4. Sistema solar 1013 m Cosmologia

  5. Radi del Sol 109 m Cosmologia

  6. Radi de la Terra 107 m Cosmologia

  7. Alçada d’una muntanya 104 m Cosmologia

  8. Alçada d’una persona 100 m Cosmologia

  9. Radi d’una cèl·lula 10-4 m Cosmologia

  10. Radi atòmic 10-10 m Radi nuclear 10-15 m Cosmologia

  11. Introducció Cosmologia: Estudi de l’Univers pres com un tot. Model estàndard. Cosmologia: Estudi de l’Univers, és a dir, de totes les formes d’energia i matèria dintre d’un espai-temps de quatre dimensions. Cosmologia

  12. Què explica el model estàndard actual? Vida del’Univers Època de Planck ? Naixement Cosmologia

  13. Espai-temps Antecedents a la concepció actual: Galileo Galilei (1565-1642) • Espai i temps: • Ents absoluts. • Ents independents. Cosmologia

  14. Principi de Relativitat de Galileo A i B: SRI Velocitat relativa constant C: simultani Cosmologia

  15. Isaac Newton (1642-1727) • Espai-temps: • Ents absoluts. • Ents independents. Principi de relativitat de Galileo Teoria de la Gravitació de Newton Cosmologia

  16. Albert Einstein (1879-1955) Postulats Relativitat Especial • Principi de relativitat: les lleis de la física són les mateixes per a qualsevol Observador Inercial. • La velocitat de la llum és la mateixa per a qualsevol Observador Inercial. Cosmologia

  17. Conseqüències • Invariància sota: • Transformacions de Lorentz • Dilatació temporal, contracció de longituds, però: ΔS = - cΔt + Δx invariant Espai-temps de 4 dimensions, 3D espacials + 1D temporal Cosmologia

  18. Transformacions de Galileo Transformacions de Lorentz Gravitació de Newton Gravitació d’Einstein No es pot distingir un sistema en caiguda lliure d’un SRI lluny de qualsevol camp gravitatori. Principi d’equivalència Cosmologia

  19. Mètrica Relativitat General Nucli: Principi d’equivalència Formulació matemàtica: Tensor d’energia moment Tensor d’Einstein Constant cosmològica Cosmologia

  20. EQUACIONS DE CAMP D’EINSTEIN Geometria de l’univers ~ Quantitat de matèria Tensor d’Einstein, mètrica. GEOMETRIA Tensor d’energia-moment. MATÈRIA Cosmologia

  21. Cosmologia

  22. Expansió, Big Bang i Època de Planck Com és de gran l’Univers? Cosmologia

  23. Fins al segle XX Univers = la Galàxia = Estrelles + nebuloses Excepció: Immanuel Kant S. XVIII: Universos illa Cosmologia

  24. Edwin Hubble (1889-1953) Mesura la distància a les ‘nebuloses’. Conclusió: Aquests objectes han de ser extragalàctics. Existeixen altres galàxies comparables a la Via Làctia. Cosmologia

  25. Com es veu l’Univers a principis de S. XX: • L’Univers a gran escala és un conjunt de galàxies (acumulacions de matèria). • HOMOGENEÏTAT? • La Galàxia té més acumulació d’estels en una direcció (centre galàctic) que en una altra. • ISOTROPIA? Cosmologia

  26. Com s’estudia l’Univers a principis de S. XX: Solució a les Equacions d’Einstein (Einstein -1917) Necessitat d’imposar ‘simetries’ per solucionar (simplificant) les equacions. Principi cosmològic Cosmologia

  27. Principi Cosmològic HOMOGENE Ï TAT I S O T R O P I A Cosmologia

  28. Justificació a posteriori: • El principi cosmològic sembla complir-se a gran escala (fins a una escala de 500 Mpc) Cosmologia

  29. Univers en expansió Equacions + Principi cosmològic Equacions + Principi cosmològic + univers estàtic Constant cosmològica Solució a les equacions d’Einstein: Aleksandr Friedmann (1922), Georges Lemaître (1927) Albert Einstein (1917) Cosmologia

  30. Resultats observacionals (Hubble 1929): Altres galàxies! velocitat distància Cosmologia

  31. Llei de Hubble: V=H0d Cosmologia

  32. Factor d’escala Curvatura espacial Concordança teoria i observacions Generalització: Howard Robertson i Arthur Walker temps espai Cosmologia

  33. Conclusió: L’Univers està en expansió ≠ 0 ! velocitat BIG BANG Cosmologia

  34. tPl = 10-43 s , lPl = 10-35 m BIG BANG? La Relativitat General és vàlida només a partir de l’època de Planck. Abans d’aquest moment els efectes quàntics són importants. Cal una teoria quàntica de la gravitació que desconeixem. t < 10-43 s ?????? Cosmologia

  35. T ↓ Aigua líquida Gel Transició de fase Transicions de fase. Trencament de simetria. Ex: Aigua Grau de simetria elevat. Forces de cohesió entre molècules iguals en qualsevol direcció. Cristalls de gel alineats en diferents direccions. La simetria original es trenca. Cosmologia

  36. Univers simètric Força unificada Primer trencament de simetria Època de Planck Conjunt d’altres forces (electrodèbil + nuclear forta) Resultat: Gravetat+ Trencaments de simetria a l’Univers ? Cosmologia

  37. Nuclear Forta • Nuclear Feble • Electromagnètica • Gravitatòria Curt abast En terme mig queda apantallada Descriu el comportament a gran escala de l’Univers Les 4 forces de la natura: Va quedar desacoblada a l’Època de Planck! Cosmologia

  38. Pre-Inflació Univers = espai-temps + energia Nou desacoblament de forces: Gravetat + Forta + Electrodèbil Creació de defectes topològics COM? Cosmologia

  39. Ex. Un altre cop l’aigua: transició líquid-vapor. Quan l’aigua bull, apareixen bombolles en la nova fase de l’aigua. A mesura que tota l’aigua es va convertint en vapor les bombolles s’ajunten. Les zones que queden entre les ‘parets’ són defectes topològics a l’Univers. Cosmologia

  40. Inflació Cosmologia

  41. La inflació és una expansió de l’espai-temps molt més ràpida del que li correspondria: Univers inflacionari Què la pot produir? Cosmologia

  42. Una altra transició de fase: Pertorbació externa Canvi de fase Alliberació d’energia AIGUA GEL 0ºC Cosmologia

  43. A l’Univers pot passar una cosa similar: Got i aigua Univers i espai-temps El gel augmenta el volum que ocupava l’aigua. Pot arribar a trencar el got. Amb la nova fase s’allibera una energia ‘extra’ amb un efecte antigravitatori. Se suma a l’expansió que ja té. Cosmologia

  44. Andrei Linde Alan Guth 1er model inflacionari, 1981: - Enorme expansió de l’Univers deguda a un trencament de simetria en un Univers sobrerefredat. Cosmologia

  45. Cosmologia

  46. Conseqüències de la inflació Dilució dels monopols En els trencaments de simetria de l’Univers primitiu s’han format defectes topològics, on són? La inflació els dilueix prou com per a què no s’observin actualment. Cosmologia

  47. Connexió causa-efecte rH Homogeneïtat de l’Univers Definició: Horitzó Esfera imaginària que creix amb el temps segons la velocitat màxima de transmissió d’informació, la velocitat de la llum c. Connexió causa-efecte rH = c t Cosmologia

  48. Per exemple, abans de la inflació t =10-35 s rH= 3·10-25 cm Zones amb connexió causal Zones homogènies El problema: Cosmologia

  49. Univers visible rH = 1028 cm COM ? Homogeni a gran escala! Cosmologia

  50. rH= 3·10-25 cm INFLACIÓ La solució: rH= 3·10-22 cm però rU=3 ·1024 cm!! Cosmologia

More Related