Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Czyli elementy współczesnej kosmologii.  Nauka o wszechświecie w największej rozciągłości oraz skalach  Skąd przybyliśmy? Dlaczego tu jesteśmy? Dokąd.

Podobne prezentacje


Prezentacja na temat: "Czyli elementy współczesnej kosmologii.  Nauka o wszechświecie w największej rozciągłości oraz skalach  Skąd przybyliśmy? Dlaczego tu jesteśmy? Dokąd."— Zapis prezentacji:

1 czyli elementy współczesnej kosmologii

2  Nauka o wszechświecie w największej rozciągłości oraz skalach  Skąd przybyliśmy? Dlaczego tu jesteśmy? Dokąd zmierzamy?  Jak powstały pierwiastki? Dlaczego wszechświat jest tak gładki? Jak uformowały się galaktyki?

3  Historia (kosmologia różnych religii, filozofia)  Kosmologia współczesna wreszcie nauka ścisła!!! obserwacje modele matematyczne Stan stacjonarny Teoria Wielkiego Wybuchu (Big Bang Theory)

4  1916r – A. Einstein, Ogólna Teoria Względności, wszechświat statyczny  1922r – A. Friedmann, rozwiązanie równań - wszechświat rozszerzający się  1924r – E. Hubble, galaktyki uciekają!  r – G. Lemaître, wytłumaczenie odkrycia Hubble’a ekspansją wszechświata mającej początek w stanie o ogromnej gęstości i malutkim rozmiarze  Jakoś po II w.ś. - F. Hoyle – Stan stacjonarny, krytyka „Wielkiego wybuchu” (BBC Radio, 1949)

5  1948r – G. Gamow, R. Alpher, słynna praca αβγ, nukleosynteza oraz przewidzenie Kosmicznego Mikrofalowego Promieniowania Tła (Cosmic Microwave Radiation Background)  1965r – A. Penzias, R. Wilson – „przypadkowe” odkrycie CMRB, ostateczne zwycięstwo koncepcji WW

6  Dowody Rozszerzanie się Wszechświata (diagram Hubble’a) Nukleosynteza podczas WW (H, D, He3, He4, Li6, Li7) Kosmiczne Mikrofalowe Promieniowanie Tła (CMRB)  Sugestie Istnienie Ciemnej Materii (Dark Matter) oraz Ciemnej Energii (Dark Energy) Drobne perturbacje gładkiej struktury wszechświata Inflacja

7  Odległości między punktami zwiększają się  Współczynnik skali – a(t)

8  Prawo Hubble’a – im coś jest dalej tym szybciej ucieka v – prędkość ucieczki H 0 - „stała” Hubble’a = 73.8 ± 2.4 (km/s)/Mpc d- odległość

9  Jaka geometria 4-D? Płaska Eliptyczna Hiperboliczna Wszystko wskazuje na to, że Wszechświat jest płaski!!! Całe szczęście…

10  Bardzo ważne założenia (na szczęście poparte obserwacjami) Jednorodność – Wszechświat jest taki sam w każdym punkcie (w dużych skalach) Izotropowość – Wszechświat jest taki sam w każdym kierunku (w dużych skalach)  Jest to tzw. Zasada kosmologiczna  A. Liddle – „Wszechświat wygląda tak samo, nieważne kim i gdzie jesteś”

11  Metryka, czyli jak mierzymy odległości  Euklidesowa w trzech wymiarach  Ale mamy jeszcze czas! Chcemy mierzyć odległości w czasie – metryka Minkowskiego w Szczególnej Teorii Względności  Ale wszechświat się rozszerza! Musimy wziąć to pod uwagę – metryka Friedmanna-Robertsona-Walkera

12  Ogólna Teoria Względności (A. Einstein, 1916r) – jedna z najpiękniejszych i najdokładniejszych teorii fizycznych  Grawitacja = zakrzywienie czasoprzestrzeni  J. Wheeler – „Czasoprzestrzeń mówi materii jak ma się poruszać; materia mówi czasoprzestrzeni jak ma się zakrzywiać.”

13  Podstawowe równania Równanie Einsteina Równanie Friedmanna a – wsp. skali, ρ – gęstość materii-energii, ρ cr – gęstość krytyczna Wszechświat płaski -> ρ 0 =ρ cr

14  Gęstość materii-energii Ω – stosunek gęstości w czasie t do gęstości krytycznej Materia-energia ma różne formy: o Materia (zarówno barionowa jak i ciemna) o Cząstki relatywistyczne np. fotony czy neutrina o Ciemna energia

15  Równanie Friedmanna wyznacza ewolucję współczynnika skali a(t) w zależności od Ω  Ω<1 – zamknięty  Ω=1 – płaski  Ω>1 – otwarty Odpowiedniki dla geometrii: Eliptycznej, Płaskiej, Hiperbolicznej

16  Różne scenariusze

17  Trochę liczb (pomiary WMAP) Obecna zawartość Wszechświata Wiek Wszechświata (w miliardach lat)

18

19

20

21  Kosmiczne Mikrofalowe Promieniowanie Tła Odkryte przez Penziasa i Wilsona w 1965r Pozostałość po WW – bezpośredni dowód 300tyś lat po WW 2.725K ( C)

22  Gamow i inni (1948r) – mechanizm utworzenia najlżejszych pierwiastków podczas WW  Najbardziej powszechne – H i He (He/H = 25%)

23  Dlaczego nie widzimy magnetycznych monopoli?  Problem Horyzontu – dlaczego regiony które nigdy nie mogły być w kontakcie mają tę samą temperaturę?  Dlaczego Wszechświat jest płaski?!

24  Bardzo szybka ekspansja Wszechświata między 10 −36 s a 10 −32 s po WW zaproponowana przez A. Gutha w 1980r Wszechświat zwiększył objętość razy (to bardzo dużo) Magnetycznych monopoli nie widzimy, bo są rozproszone przez inflację Przed inflacją wszystkie regiony były w równowadze Wszechświat początkowo był płaski – inflacja przeniosła tę własność na dużo większe skale

25

26  Czy istnieją wyższe wymiary?  Jaki będzie koniec Wszechświata?  Czy istnieją Wszechświaty równoległe?  Dlaczego wszystkie stałe fizyczne są tak doskonale dobrane?  Czym dokładnie jest Ciemna Materia i Ciemna Energia?  Dlaczego w ogóle istnieje Wszechświat?

27  Popularnonaukowe K. Thorne - Czarne dziury i krzywizny czasu M. Rees – Just Six Numbers A. Guth – The Inflationary Universe B. Green – Hidden Reality  Techniczne F. Shu – Galaktyki. Gwiazdy. Życie B. Carrol, D. Ostlie – Introduction to Modern Astrophysics S. Dodelson – Modern Cosmology S. Weinberg - Cosmology


Pobierz ppt "Czyli elementy współczesnej kosmologii.  Nauka o wszechświecie w największej rozciągłości oraz skalach  Skąd przybyliśmy? Dlaczego tu jesteśmy? Dokąd."

Podobne prezentacje


Reklamy Google