Kosmologie

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

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

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.

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

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

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

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.

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

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 

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

Olbersův paradox nejjednodušším důkazem vývoje objektů ve vesmíru je to že je v noci tma

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

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.

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 10-43 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.

Hadronová éra Trvá od okamžiku 10-23 s Hadronová éra Trvá 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 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 10 000 K a začíná se vytvářet neutrální vodík. Hustota klesá až na 10-17 kg/m3. Éra látky V 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

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

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

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 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.

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

měření na družici COBE a WMAP

Struktura vesmíru Zmapování velkoškálové struktury Anglo-australským dalekohledem

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.

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

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

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

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