Kosmologie.

Prezentace na téma: "Kosmologie."— Transkript prezentace:

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

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

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 Elementární částice Dělení částic podle chování
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 rodové příslušnosti leptony: elktron, mion, tauon a jejich neutrina kvarky: tvoří těžké částice s vnitřní strukturou (proton,mezon,neutron), 6 druhů kvarků intermediální částice: částice zprostředkující interakce- foton, W+,W-, Z, gluon, (graviton) higgsovy částice

7 Elementární 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

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 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.

9

10

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

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 chaosu Začíná 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 s. Kvantová éra Je 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 éra Trvá od okamžiku 10-23 s
Hadronová éra Trvá od okamžiku 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 éra převaha 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 záření záření převažuje nad látkou. Hmota je v zářivé rovnováze. Na konci éry je teplota kolem K a začíná se vytvářet neutrální vodík. Hustota klesá až na kg/m3. Éra látky V čase okolo 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 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
řeší problém homogenity a izotropie vesmíru, tj. jak mohou opačné strany vesmíru vědět jak se mají chovat v čase 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 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

23

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

29

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....