Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

MHS 2005 Wczesny Wszechświat 1 Wczesny Wszechświat Obraz Wszechświata teoria Wielkiego Wybuchu i jej uzasadnienie problemy wielkiego Wybuchu inflacyjny.

Podobne prezentacje


Prezentacja na temat: "MHS 2005 Wczesny Wszechświat 1 Wczesny Wszechświat Obraz Wszechświata teoria Wielkiego Wybuchu i jej uzasadnienie problemy wielkiego Wybuchu inflacyjny."— Zapis prezentacji:

1 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 1 Wczesny Wszechświat Obraz Wszechświata teoria Wielkiego Wybuchu i jej uzasadnienie problemy wielkiego Wybuchu inflacyjny obraz początków Wszechświata problemy dostępne dane – ich interpretacja Pytania na które nie znam / nie ma odpowiedzi to: Co spowodowało Wielki Wybuch Co było przed WW – chyba bez sensu Założenie:  Przy dużych skalach Wszechświat jest jednorodny i izotropowy

2 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 2 Homogeneity The property of a geometry in that all points in space are equivalent. Isotropy The property of a geometry of being the same in all directions.

3 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 3 WIELKI WYBUCH Opis geometrii czaso - przestrzeni Metryka Friedmanna-Lemaître-Robertsona-Walkera (FLRW) opisuje Wszechświat Jednorodny Izotropowy Rozszerzający / zmniejszający się Parametr skali a(t) jest odpowiedzialny za zmianę w czasie przestrzennej składowej Wszechświata. Jaka jest zależność a(t) od czasu ? Parametr a(t) d s 2 = c 2 dt 2 - [dr 2 + r 2 d  2 ] a(t) 2

4 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 4 Podstawowa idea ogólnej teorii względności to 'Matter tells space-time how to curve. Space-time tells matter how to move.' ( J. A. Wheeler ) Zależność parametru skali a(t) od czasu dany jest przez Ogólną Teorię Względności. (przez równania Einsteina i zał. dot. jednorodności i izotropowości Wszechświata) def. Parametru Hubbla: H(t) = 1/a (da(t) / dt) v = H(t) D Dzisiaj a(t) = a 0 = 1 (z def.) Jest odpowiedzialny rozszerzanie się Wszechświata. Przestrzeń zmienia się w czasie zgodnie a parametrem skali a(t) H 0 = 75 km / sec/ Mpc

5 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 5 Wielki Wybuch - Podstawy – Ogólna Teoria Względności Oraz DANE: Istnienie promieniowania reliktowego (Cosmic Microwave Background) Wszechświat jest wypełniony promieniowaniem o temperaturze ~3 K (dzisiaj) Jest ono izotropowe Niejednorodności temperatury  T / T ~` Rozszerzanie się Wszechświata (red shift) Galaktyki oddalają się od siebie z prędkością ~do odległości v = H(t) D Parametr Hubbla H(t) [H 0 (dzisiaj) ~75 km/sec/Mpc) Rozszerzanie się Wszechświata jest wynikiem Wielkiego Wybuchu w którym powstał czas i przestrzeń Synteza pierwiastków względna ilość H / He W Wielkim Wybuchu powstał H oraz He Synteza cięższych pierwiastków nastąpiła w gwiazdach, cięższe pierwiastki nie mogą być produkowane w stabilnym okresie życia gwiazdy Powyżej Fe w wybuchach SN Wydaje się że Ciemna Materia powstała w WW.

6 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 6 Zgodnie z teoria Wielkiego Wybuchu Wszechświat Powstał z osobliwości(?) - niewiarygodnie skondensowanej i gorącej materii (?). Wszechświat rozszerza się i stygnie. w tym procesie  Z fotonów powstają kwarki  Z kwarków powstają protony i neutrony  Z protonów i neutronów powstają jądra atomowe  Z jąder powstają atomy  Z atomów gwiazdy i galaktyki

7 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 7 Hipoteza WW opisuje obserwacje, ale nie tłumaczy szeregu faktów,: Szereg liczb nie wynikających z teorii WW musi przyjąć bardzo określona specyficzna wartość – fine tuning Problemy WW – pomijam podstawowy, czy początkowa osobliwość jest do przyjęcia. Horyzont Płaskość Wszechświata Powstawanie struktur (galaktyk, gromad galaktyk) Monopole – wg teorii GUT powinny były powstać. Problem jest w tym dlaczego ich nie widać. Te omówię szerzej

8 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 8 Znając równania opisujące rozwój Wszechświata można odtworzyć zależność temperatura – gęstość – czas w (prawie całym) cyklu powstania Wszechświata. Badania własności materii w laboratorium pozwala się cofnąć do czasu sec Interesuje na okres Wielki Wybuch lat Warunki panujące we wczesnym Wszechświecie – nasza wiedza  promieniowanie reliktowe z okresu wieku Wszechświata ~ lat  Pierwotna nukleosynteza Najstarsze galaktyki pochodzą z okresu gdy Wszechświat miał 10 9 lat. LAB sec

9 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 9 Zachodzi Wielki Wybuch W czasie t > s Wszechświat jest plazmą kwarków neutrin gluonów elektronów pozytonów rozmiary Wszechświata rosną temperatura Wszechświata maleje

10 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 10 Historia Wszechświata - po Wielkim Wybuchu. Era Plancka - 4 oddziaływania są zunifikowane Era GUT (Grand Unified Theory) - Grawitacja się odsprzęgła Era Elektrosłaba - odprzęgły się silne oddziaływania Era cząstek- zaczynają powstawać cząstki elementarne Era Nukleosyntesy - w procesie fuzji powstaje He, i śladowe ilości cięższych pierwiastków, temperatura jest zbyt wysoka by powstały atomy Era Atomów - electrony rekombinują formując neutralne atomy, Wszechświat staje się przezroczysty dla fotonów. CMB!!! Era Galaktyk Światło pierwszych galaktyk ponownie jonizuje materie międzygwiezdną Wszechświata – kończy się „Dark Age” trwa do dzisiaj 10 9 lat lat Co działo się w erze Plancka Co działo się w erze GUT

11 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 11 Wszechświat od WW - Zależność temperatury od czasu CMB

12 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 12 Po Wielkim Wybuchu Czas Temperatura Energia Odprzęganie się oddziaływań era PLANCKA era GUT CMBCMB inflacja CMB

13 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 13 Wszechświat się rozszerza i ochładza –procesy Freeze out - „wymrażania” odegrały duża rolę 1)STRUCTURE FREEZEOUT powstaje struktura, która nie mogła istnieć w wyższej temperaturze. Powstają inne cząstki. Poniżej T = K uwięzienie kwarków powoduje powstawanie neutronów i protonów. T = 10 9 K następuje pierwotna nukleosynteza. Neutrony i protony tworzą He i inne lekkie pierwiastki T = 3000 K powstają neutralne atomy H i He, odprzęga się promieniowanie Wszechświat staje się przezroczysty dla promieniowania. 2) FREEZ OUT cząstka – anty cząstka Przestaje zachodzić proces tworzenia par cząstka – antycząstka -fotony mają zbyt małą energię. Im cięższe cząstki, tym wyższa temperatura przy której te procesy przestają zachodzić. Zachodzą procesy anihilacji cząstka – antycząstka -> 2 fotony CMB pochodzi z tego okresu

14 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 14 (freeze out) Wszechświat się rozszerza i ochładza –procesy „wymrażania” 3) FORCE FREEZEOUT: temperatura w której oddziaływania przestają być identyczne Oddziaływanie Temperatura Energia czas po WW Era cząstki Grawitacja K(?) GeV s Plancka Silne K GeV s GUT Słabe K 100 GeV s Słaba Ekstrapolacja czasu wstecz prowadzi do wniosku że  Początkiem Wszechświata była osobliwość – nie obowiązywały tam znane prawa fizyki.  Prawa fizyki załamy się przy skali Plancka - czasie rzędu sec www-glast.sonoma.edu/~lynnc/courses/a305/lectures/A305L12/A305L12.ppt

15 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 15 Planck time In quantum mechanics, the shortest meaningful period of time; any two events that are separated by less than this amount of time can be considered simultaneous. It has the value 5.390×10-44 second. Related to this is the Planck length of 6.160×10-33 centimeters, which is the distance that light can travel in the Planck time.quantum mechanicstimePlanck length

16 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 16 Era Plancka – odprzęga się grawitacja czas t ~ sec- Istnieją 2 oddziaływania GUT i GRAWITACJA Skala Plancka Masa Plancka 1.2 x GeV/c 2 (10 19 * masy protonu) Długość Plancka 1.6 x cm Czas Plancka5.4 x s Temperatura Plancka 1.4 x K (10 28 eV) Gęstość = masa Plancka / (długośćPlancka) 3 ~5.1 × kg/m3 Era Plancka jest granicą znanej fizyki. Do opisu praw fizycznych potrzebna jest zapewne zunifkowanej teorii grawitacji i mechaniki kwantowej. Zrozumienie jest niewielkie Przy skali Plancka następuje konflikt między ogólna teorią względności i mechanika kwantową. Wydaje się ze w wyniku odprzęgniecie się grawitacji powstała przestrzeń i czas. The Planck era

17 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 17 Ważne : długość Comptona = promień Schwarzschfielda = długość Plancka dla masy = masa Plancka

18 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 18 ERA GUT - t > s oddziaływania silne odprzęgają się od elektrosłabych – istnieją 3 oddziaływania silne, elektrosłabe i grawitacyjne Wydaje się że było to przyczyną niezwykle szybkiej ekspansji – INFLACJI. W wyniku inflacji powstał Wszechświat – geometria, energia, oraz fluktuacje, które przekształciły się z czasem w galaktyki, ich gromady. GUT PLANKSuperodziaływanie”Unifikacja oddz.grawitacyjnychsilnychelektromagnet.słabych inflacja Względne sprzężenie Granice energii akceleratorów

19 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 19 Teoria inflacji opisuje bardzo wczesny okres Wszechświata, oraz jego strukture Jest modyfikacja kosmologicznej teorii Wielkiego Wybuchu Cala materia we Wszechświecie powstała w okresie niezwykle szybkiego orzszerzania się Wszechświata – Inflacji.

20 MHS 2005 Wczesny Wszechświat INFLACJA jest wynikiem odprzęgnięcia się oddziaływań silnych od elektrosłabych, które przy wyższych temperaturach były zunifikowane. W wyniku tego przejścia fazowego (nastąpiło ono gdy Wszechświat miał sec) Wszechświat napełnił się energia próżni (vacum energy) a grawitacja stała się siła odpychającą. na okres sec. Model inflacji zakłada  Energia próżni była ogromna przez bardzo krotki czas we wczesnym okresie Wszechświata.  W okresie dominacji energii próżni parametr skali a(t) ~exp(H t)  Dla dostatecznie dużego t a(t) staje się bardzo duże w wraz z nim krzywizna Wszechświata.  różna od 0 gęstość energii próżni powoduje długozasiegowe efekty odpychające i prowadzi do przyspieszenia rozszerzania się Wszechświata. (pomiary SNIa)

21 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 21 I INFLACJA Zależność parametru skali od czasu a(t) w funkcji t Bardzo dobry i wazny!!! czas Promień Wszechświata

22 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 22 Inflationary theory describes the very early stages of the evolution of the universe and its structure. A modification of cosmology's Big Bang theory, it holds that all matter in the universe was created during a period of inflation, as the universe expanded at an incredible rate: It doubled in size each 10 to the minus 37 seconds. (Imagine a pea growing to the size of the Milky Way in less time than the blink of an eye).

23 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 23 Model INFLACJI rozwiązanie problemów WW. 1.Powstawanie galaktyk 2.Horyzont 3.Płaskość Wszechświata 4.Nieobecność ciężkich cząstek INFLACJA Okres niesłychanie szybkiego wzrostu promienia Wszechświata Następuje to (liczby są orientacyjne, zależą od detali modelu!!!) przy temperaturze K, s po WW gdy odprzęgają się oddziaływania silne. W czasie  t = sec Wszechświat rozszerza się o czynnik Bez inflacji byłby to czynnik 30. Moment of Creation does a nice job of pointing out those problems Model inflacji Wymiar Wszechświata zmienia się z cm 100 cm w czasie  t= sec

24 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 24 Wielki Wybuch i problemy Horyzont  Pojawia się ponieważ światło ma skończoną prędkość  Niektóre zdarzenia we Wszechświecie są zupełnie niezależne  Obecnie horyzont wynosi ~wiek Wszechświata * prędkość światła. Im starszy Wszechświat, tym rozmiary horyzontu większe.  We wczesnym Wszechświecie nie wszystkie obszary były w kontakcie przyczynowym a obserwowany Wszechświat jest jednorodny i izotropowy  Materia będąca w kontakcie przyczynowym w czasie rekombinacji ( ~ lat po WW) jest odległa obecnie o ~0.8 0 na niebie. Jednorodność jest obserwowana na znacznie większym obszarze. Horizon Problem DLACZEGO Wszechświat jest izotropowy i jednorodny.

25 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 25 Problem Horyzontu i CMB – w modelu WW

26 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 26 www-glast.sonoma.edu/~lynnc/courses/a305/lectures/A305L12/A305L12.ppt Horyzont i CMB – w modelu w modelu INFLACJI  Inflation allows the early Universe to be small enough so that light can easily cross it at early times  Space expands from 3 x cm to much bigger than the Universe we see today  Everything we see in the Universe started out as a quantum fluctuation

27 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 27 dla inflacji horyzont bez inflacji Promień Wszechświata Czas, sec GUT - Inflacja wg Gutha (1979r)Horyzont Własności CMB: Widmo jest opisane z dużą dokładnością rozkładem dla ciała doskonale czarnego. (T = K) Fluktuacje temperatury na poziomie  T / T ~10 -5 Kąty są rzędu Obszary które były w kontakcie przyczynowym przed inflacja, straciły kontakt. Prędkość ekspansji była > od prędkości światła. Widmo ciała doskonale czarnego opisuje stan równowagi systemu.

28 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 28 Flatness problem Wydaje się że obserwowany Wszechświat ma dostatecznie dużą gęstość energii (materia i stała kosmologiczna) by mieć krzywiznę = 0 Równania Einsteina przewidują że dla Wszechświata wypełnionego materią i promieniowaniem rośnie odstępstwo od płaskości w miarę rozszerzania się Wszechświata. Bardzo niewielkie odstępstwo od płaskości dla młodego Wszechświata stałoby się teraz duże. Dlaczego po WW odstępstwo od płaskości było nieskończenie małe? Zależność a(t) od czasu. Parametrem krzywych a(t) jest gęstość Wszechświata 1 nsec po WW

29 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 29 Krzywizna przestrzeni - gęstość Wszechświata  (krytyczna) = 3*Ho 2 /[8*  *G]  19*[Ho/100] gm/cm kg/m 3 krzywizna 0 (płaski Wszechświat - geometria euklidesowa) Zatrzymuje rozszerzanie Wszechświata krzywizna dodatnia (geometria sferyczna) Wszechświat zamknięty „Big Crunch” krzywizna ujemna (geometria hyperboliczna), Wszechświat otwarty     krytyczna 

30 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 30 Problem płaskości  (krytyczna) W modelu WW: Obecna gęstość Wszechświata wynosi    jest niestabilnym pkt w rozwoju Wszechświata. (rozszerzanie i Big Crunch t = 1 ns dzisiaj      Wszechświat już dawno by się zapadł      co jest niezgodne z obserwacją.        "fine tuning"

31 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 31 Inflacja i krzywizna Wszechświata Wydaje się że eksponencjalne rozszerzanie się Wszechświata spowodowało płaskość

32 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 32 Inflacja tłumaczy: Powstawania galaktyk i dużych struktur (~10 Mpc). Wydaje się że dla formacji galaktyk i wielkich struktur konieczne było istnienie fluktuacjo gęstości materii we wczesnym Wszechświecie Co spowodowało zaburzenia których wynikiem jest powstanie wielkich struktur i galaktyk relic problem Wielka unifikacja przewiduje istnienie nie obserwowanych ciężkich cząstek (monopole magnetyczne przewidywane przez GUT). Dlaczego ich nie widać.

33 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 33  Monopoles separated by Compton length when created from quantum vacuum are pulled apart much beyond horizon by inflation. Space Time ecture%2024%20%A1V%20Inflationary %20Cosmology.ppt INFLACJA i Magnetyczne Monopole

34 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 34 Era kwarków i leptonów t = sec 3 rodzaje oddziaływań – elektrosłabe, silne, grawitacyjne Promieniowanie dominuje Wszechświat Cząstki i promieniowanie są w równowadze Fotony maja dostateczną energię by produkować pary barion – antybarion Cząstki są w równowadze

35 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 35 Era słaba czas t= sec Temperatura    Horyzont R H  minuty (promień horyzontu podawany jest dla prędkości światła) Istnieją 4 oddziaływania – silne, elektromagnetyczne, słabe, grawitacyjne. Tzn.  oddziaływania są rozróżnialne Wydaje się ze odprzęgniecie się sił słabych nie spowodowało znaczących (znanych) zmian w rozwoju Wszechświata.

36 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 36 Era cząstek t = sec sec Już 4 oddziaływania są rozróżnialne  Kwarki tworzą bariony  Kończy się fotoprodukcja par barion – antybarion (T ~ K)  nadal trwa fotoprodukcja e + e -  materia i antymateria anihilują  liczba cząstek ~ liczbie fotonów  Liczba cząstek materii / antymaterii =

37 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 37 Anihilacja barion - antybarion sec T = 12x10 12 K, R H = 1.4 dni Wszystkie bariony zostają unicestwione w wyniku anihilacji Pozostaje 1 barion / 10 9 początkowych, jest o wynikiem niezachowania CP we wczesnych fazach rozwoju Wszechświata Dla t < 1 sec promieniowanie ma dostateczną energię by produkować pary barion – antybarion, które następnie anihilują. liczba protonów / liczby neutronów = 1

38 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 38 Anihilacja e + e -, odprzęgniecie się neutrin 1 sec T = 12x10 9 K, R H = 4 lat świetlnych: Temperatura spadła tak, że promieniowanie nie może już produkować par e + e -. Energia neutrin oraz gęstość materii maleją tak, że neutrina praktycznie przestają oddziaływać. ( reliktowe) Neutrony przestają przechodzić w protony przez reakcje n + -> p + e - etc. Zachodzi nadal proces n -> p + e - + Liczba protonów / liczby neutronów  obecnie T= E = CMB (reliktowe promieniowanie) K 0.23 meV reliktowe (przewidywania) K0.17 meV

39 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 39 Era nukleosynezy 200 seconds (10 -2 – 2 ’ ) T = 8.4x10 8 K, (0.1 – 10 MeV) R H = 55 lat. „HOT BB”

40 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 40 Pierwotna nukleosynteza (“primordial” nucleosynthesis )– jest to proces syntezy He i innych lekkich pierwiastków we wczesnym Wszechświecie, nukleosynteza zachodzi w jądrach gwiazd. He powstał w wyniku nukleosyntezy w Wielkim Wybuchu, niewielka jego część powstaje w gwiazdach Nukleosyneza zachodzi w 2 etapach 1)Powstaje deuter, który istnieje przy T=10 9 K (t=100 s) 2)Powstaje He oraz Li, w mini ilościach 11 B Nukleosynteza kończy się gdy t ~ 1000s z 2 przyczyn: spada gęstość materii Rośnie ładunek cięższych jąder, a temperatura jest zbyt niska by mogły przezwyciężyć barierę kulonbowską. Skład „zwykłej” materii we Wszechświecie to: 75% H 24% He 1% cięższe pierwiastki (“metale”).. Patrick lecture 14

41 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 41  (krytyczne) Normalizowane do H Gęstość barionów g cm -3 Ograniczenia pomiarowe Synteza pierwiastków

42 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 42 Ulubiona zmienna z  obserwowane) – (emitowane)  Tłumaczy się na wiek  Rozmiary (scale factor)  Temperaturę

43 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 43 Era rekombinacji – konczy się era promieniowania (a(t) ~t ½ ) t = ( ) lat T = 3000 K, fotony tracą energię R H = 15x10 6 lat świetlnych przy temperaturze wyższej fotony oddziaływują z elektronami i barionami Maleje ciśnienie radiacyjne materia zaczyna się formować grawitacyjnie w galaktyki Gęstość energii promieniowania staje się mniejsza od gęstości energii materii (era materii a(t) ~t 2/3 ) w temp 3000 K powstają ATOMY H i He, odprzęgają się fotony Jest to rekombinacja – Wszechświat staje się przezroczysty dla fotonów z ~1000 T = (1+z) T 0 T 0 = ( )K Last surface scattering

44 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 44 CMB poświata pozostała po WW Dla t ~ lat (z ~1000) temperatura spadła tak, że elektrony i protony utworzyły neutralne atomy H. Fotony oddziaływają bardzo słabo z neutralnymi atomami H. Badanie Wszechświata (rozmiary 1 / 1000 dzisiejszego do z ~1000 gdy napotyka się na nieprzezroczystą warstwę („surface of last scattering”). Fotony przesuwając się ku czerwieni jako CMB wędrują po Wszechświecie) Rozpoczynają się „Dark Ages” Model formowania się struktur zawiera 3 składowe: (1) Kosmologie, (2) Model powstawania fluktuacji (3) Rodzaj dark matter. sp0rt.bo.iasf.cnr.it:8080/Docs/Public/OutR/FromWEB/angelfire_cmb.php surface of last scattering Rozproszenie Thomsona T 0 = T/(1+z)

45 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 45 Cosmic Microvawe Background Radiation Dane z COBE, BUMERANG, WMAP.  Pomiar temperatury nieba (oraz polaryzacji)  Struktura  T/T niesie bardzo bogatą informację   T/T ~10 -5 jest wynikiem fluktuacji gęstości w epoce rekombinacji.  Fluktuacje te są zaczątkiem wielkich struktur. fotony tracą energie gdy wydostają się z obszarów o większej gęstości (grawitacji) efekt Sachsa – Wolfa.

46 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 46 Granice obserwacji ~ lat CMBR ~ sec akceleratory

47 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 47 Koniec Gdyby można zaobserwować reliktowe neutrina… z ~ 10 10, T~1 MeV CMB z ~1000 Dzisiaj z = 0, z? (10 32 ) T = (1+z) T 0  niesie informacje o fluktuacjach gęstości Polaryzacja CMB o rozkładzie prędkości materii dla z ~1000

48 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 48 Historia Wszechświata w czasie i temperaturze

49 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 49 niverse.jpg Doszlismy tutaj…

50 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 50

51 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 51 The Robertson-Walker Metric universe consistent with SR is isotropic (the same in all directions) to a set of privileged observers, called co-moving observers because each observer sees the others as moving along with the overall cosmic expansion. The existence of three or more such observers places very strong constraints on the possible structure of space-time. For a start, there is a "natural" time coordinate: the time as measured by each co-moving observer, equipped with a standard clock. Their clocks all measure the same time because they are all controlled by the same rules of physics, and the observers can synchronize their clocks by agreeing to define t=0 to be some special moment in the life of the universe, for instance its beginning. The existence of a cosmic time is an enormous simplification; without it, there is no sensible way of separating space from time in the 4-D continuum of space-time. In such a universe there could be a co-moving observer at every point, all of whom see the universe as isotropic, i.e. 3 co-moving observers imply an infinite number of co-moving observers. At a given time, the universe is homogeneous (the same at all points). There is also a "natural" way of fixing space coordinates: we can choose co-moving co-ordinates which move along with the co-moving observers (this gives us a way of defining what we mean by the "same" point at different times). In such a universe, the interval (space-time separation) between events ("points" in space-time) can be described by the Robertson-Walker metric. By fixing the distances between all points, the metric also defines the geometry of space-time, and, because there is a meaningful cosmic time, the geometry of space at a given time. In fact, there are only three possibilities for the local geometry of space, because the curvature of space must be the same at all points (homogeneity) and not pick out any particular direction (isotropy):

52 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 52 The Friedman Equation the usual rules of physics, including special relativity (SR) apply in any small region of the universe. This seems to be a pretty good approximation at least for our small region. Special relativity is important here because it tells us that we need to describe the universe in terms of 4-dimensional space-time. The geometric structure of the simplest space-times, those that are both homogeneous and isotropic, is described by the Robertson-Walker metric. The time evolutions of these space-times is given by a single scale parameter R which changes with time according to the Friedman equation.special relativityRobertson-Walker metric

53 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 53 8general_relativity%29#Einstein.27s_equatio ns One of the core ideas of general relativity is that the metric (and the associated geometry of spacetime) is determined by the matter and energy content of spacetime. Einstein's famous field equations:matter energyEinstein's famous field equations relate the metric (and the associated curvature tensors) to the energy-momentum tensor Tμν. This equation is a complicated set of nonlinear partial differential equations for the metric components. Exact solutions of this equation are very difficult to come by; see exact solutions of Einstein's field equations for more information.energy-momentum tensorexact solutions of Einstein's field equations It is a dynamical equation which describes how matter changes the geometry of (Click link for more info and facts about spacetime) spacetime, this curved geometry being interpreted as the gravitational field of the matter source. The motion of objects (with a mass much smaller than the matter source) in this gravitational field is described by the geodesic equation. equation

54 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 54 he Friedman equations relate various cosmological parameters within the context of general relativity. They were derived by Alexander Friedman in 1922 as a solution to the Friedman-Lemaître-Robertson-Walker metric for a fluid with a given density and pressure. The equations are:cosmologicalgeneral relativityAlexander Friedman1922Friedman-Lemaître-Robertson-Walkerdensitypressure where ρ and p are the density and pressure of the fluid, Λ is the vacuum energy, G is the gravitational constant, k gives the shape of the universe, and a is the scale factor. The Hubble parameter H is the rate of expansion of the universe, a value that can change over time if other parts of the equation are time dependent (in particular the energy density, vacuum energy, and curvature). Evaluating the Hubble parameter at the present time yields the Hubble constant which is the proportionality constant of Hubble's Law. Applied to a fluid with a given equation of state, the Friedman equations yield the time evolution and geometry of the universe as a function of the fluid density.vacuum energygravitational constantshape of the universescale factorHubble parametertimeHubble's Lawequation of state Some cosmologists call the second of these two equations the acceleration equation and reserve the term Friedmann equation for only the first equation.

55 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 55

56 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 56 A convenient form of Friedmann's equation with which to examine the expansion time and temperature for a big bang model of the universe is Besides the density and gravitation constant G, the equation contains the Hubble parameter H, a scaling parameter R, and a factor k which is called the curvature parameter. The curvature parameter indicates whether the universe is open or closed. Hubble parameter curvature parameter

57 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 57 The early Universe Data from physics experiments and astronomical observations have combined to give us a coherent picture of the very early Universe. The evidence for the Big Bang is strong and is based on three sets of observations: The redshifts in the spectra of galaxies, which reveal that the Universe is expanding, and so must have been in a hot, compacted state in the past. Measurements of the amount of helium in the Universe, which agree with predictions derived from the theory that, a second or so after the Big Bang, matter cooled down enough to form free neutrons and protons which combined to form hydrogen and helium. Measurements of the cosmic microwave background, which show it to have exactly the right spectral characteristics expected of the radiation predicted to be left over from the Big Bang. Bad cosmology – ksztalcace - Kosmologia – wyglada niezle

58 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 58 Sometime in the distant past there was nothing – space and time did not exist Vacuum fluctuations created a singularity that was very hot and dense The Universe expanded from this singularity As it expanded, it cooled Photons became quarks Quarks became neutrons and protons Neutrons and protons made atoms Atoms www-glast.sonoma.edu/~lynnc/courses/a305/lectures/A305L12/A305L12.ppt

59 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 59 Extrapolating back in time, we conclude that the Universe must have begun as a singularity – a place where the laws of physics and even space and time break down However, our theories of space and time break down before the singularity, at a time of s, a length of cm, and a density of 1094 cm3 This is known as the Planck scale Uncertainty Principle  E  t = h www-glast.sonoma.edu/~lynnc/courses/a305/lectures/A305L12/A305L12.ppt

60 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 60 Planck units: Planck units form a system of natural units because they are defined exclusively in terms of the following fundamental physical constants — the units are natural because the numerical values of these five universal constants become 1 when expressed in units of this system.physical constantsunitsnatural Two constants appear throughout general relativity: the speed of light c and Newton's gravitational constant G. This should be no surprise, - general relativity reconcile the success of Newton's theory of gravity, based on instantaneous action at a distance, with new theory of special relativity, in which no influence travels faster than light. The constant c also appears in quantum field theory, but paired with a different partner: Planck's constant h_bar. The reason is that quantum field theory takes into account special relativity and quantum theory, in which sets the scale at which the uncertainty principle becomes important. It is reasonable to suspect that any theory reconciling general relativity and quantum theory will involve all three constants c, G, and h_bar. the Compton wavelength sets the distance scale at which quantum field theory becomes crucial for understanding the behavior of a particle of a given mass. general relativity says that associated to any mass m there is a length called the Schwarzschild radius,, such that compressing an object of mass m to a size smaller than this results in the formation of a black hole. The Schwarzschild radius is roughly the distance scale at which general relativity becomes crucial for understanding the behavior of an object of a given mass. Ważne : długość Comptona = promieniowi Schwarzschfielda = długości Plancka dla masy = masie Plancka Planck density = Planck mass / (Planck length)3 = ≈ 5.1 × kg/m3 kgm3

61 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 61 Planck units cont. The Planck time is the time it would take a photon travelling at the speed of light to across a distance equal to the Planck length. Planck time In quantum mechanics, the shortest meaningful period of time; any two events that are separated by less than this amount of time can be considered simultaneous. It has the value 5.390× second. Related to this is the Planck length of 6.160×10-33 centimeters, which is the distance that light can travel in the Planck time.quantum mechanicstimePlanck length

62 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 62 Inflation Theory relies on a proposal, originating in modern particle physics, that extraordinarily high densities can lead to a form of matter that would turn gravity on its head, causing it to become repulsive rather than attractive. This form of matter is called a false vacuum. Inflation is the proposal that the expansion of the universe that we see today is the result of the gravitational repulsion of a false vacuum that filled the universe during a small fraction of a second of its early history. During this time the energy of the vacuum drives inflation. In the inflationary theory the extreme uniformity of the universe was established early, before inflation began. After this uniformity was established, inflation took over to stretch the region of local space to great size (relative to it's prior size). While this was happening matter and antimatter were being created out of the vacuum, keeping the density of the universe constant while it grew. By seconds, the universe had expanded to 100 times its original diameter. At this point Inflation stops. The universe undergoes a phase transition to a lower-energy state ("the true vacuum"). The inflation smooths out all irregularities, ensuring that the entire visible universe was in causal contact, and makes the geometry of the universe flat. If it had not occured earlier, then this was may have been when the Grand Unified force separated into the strong nuclear and electroweak forces. This constitutes the start of the electro-weak era.particle physicselectro-weak

63 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 63 The unified (symmetric) state of the very early Universe is a state of negative energy called the false vacuum A phase transition turns the false vacuum into the true vacuum and provides the surge of energy that drives inflation – similar to the energy released when water freezes into ice During inflation, spacetime itself expands faster than the speed of light The Universe is now stuck in a state of false vacuum which decays very slowly When it reaches the true vacuum state, inflation will stop and particles will form The shallow slope near the false vacuum allows the Universe to keep the energy density almost constant as it expands Three key models, however, "old inflation," "new inflation," and "chaotic inflation," have received a lot of attention. www-glast.sonoma.edu/~lynnc/courses/a305/lectures/A305L12/A305L12.ppt Dobra historia wczesnego Wszechswiata

64 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 64 Inflation flattens out spacetime the same way that blowing up a balloon flattens the surface Since the Universe is far bigger than we can see, the part of it that we can see looks flat www-glast.sonoma.edu/~lynnc/courses/a305/lectures/A305L12/A305L12.ppt

65 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 65 In the standard big-bang model, the constituents of the early universe could not all interact with one another, so there was no way for them all to reach the same temperature. Another problem is that the universe appears very nearly flat, existing right on the knife edge between being open and closed. In the standard big-bang model, the only way to explain these observations is to have the universe start out with a uniform temperature and at the critical density. Despite its name, the classical form of the big bang theory is not really a theory of a bang at all. It really describes only the aftermath of the bang. It describes how the early, hot, dense universe expanded and cooled; it describes how the light chemical elements were synthesized during this expansion, and how the matter coagulated to form galaxies and stars. But it says nothing about what banged or what caused it to bang, and therefore it makes no predictions about the uniformity of the universe just after the bang. Inflation, on the other hand, can explain the “bang” of the big bang. It relies on a proposal, originating in modern particle physics, that extraordinarily high densities can lead to a form of matter that would turn gravity on its head, causing it to become repulsive rather than attractive. For reasons that are not important here, this form of matter is called a “false vacuum.” Inflation is the proposal that the expansion of the universe that we see today is the result of the gravitational repulsion of a false vacuum that filled the universe during a small fraction of a second of its early history.

66 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 66 the only energy density present was a uniform vacuum energy. a(t) ~exp(Ht) chep.knu.ac.kr/ICFA-Seminar/upload/9.30/Morning/session1/050930icfa.ppt Dobre wyklady 29 – 32 a course designed for non-science majors Mam zapisane

67 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 67 page 81

68 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 68 Heavier elements than 4 He are produced in the stars and through supernovae However, enough helium and deuterium cannot be produced in stars to match what is observed – in fact, stars destroy deuterium in their cores, which are too hot for deuterium to survive. So all the deuterium we see must have been made around three minutes after the big bang, when T~10 9 K BBN predicts that 25% of the matter in the Universe should be helium, and about 0.001% should be deterium, which is what we see. BBN also predicts the correct amounts of 3 He and 7 Li Komentarz do nukleosyntezy www-glast.sonoma.edu/~lynnc/courses/a305/lectures/A305L12/A305L12.ppt

69 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 69 the cosmic microwave background -- is the earliest, largest and most distant observable thing in all of science. The best way to extract cosmological information from the CMB is to plot the observed microwave power as a function of the angular size of regions contributing to the microwave background. The inflation model of the universe predicts that this spectrum should feature a number of peaks.

70 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 70 CMB polarisation The CMB would also have been polarised (meaning that the plane of the microwaves are oriented in specific directions) by the surface of the last scattering - rather like light scattered off the surface of a swimming pool is polarised along the direction of the surface, as can be confirmed by looking through a pair of polaroid glasses and rotating them. Just as the pattern of temperature fluctuations reflect the density variations in matter, so the spectrum of polarisation over various scales gives important information on the velocity of matter at the last scattering. Together, these measurements offer a powerful cosmological probe. The polarisation is also sensitive to the presence of gravitational waves in the early Universe, which provides clues about the nature of the inflationary phase of the Big Bang.

71 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 71 Potencjal sily etc Dobre wykłady Przeczytac Pokazuje power spectrum site/WG1-PhysPhen/ISS-Plenary-Meeting-1/kachelriess_iss.pdf O power spectrum tłumaczy Bardzo interesujące What is a power spectrum, nie mogę otworzyć archive.ncsa.uiuc.edu/Cyberia/Cosmos/PowerSpectrum.html – Dosyc ciekawy vega.bac.pku.edu.cn/astro/course/galaxyform/Therma04.ppt

72 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 72 Bardzo interesujace Tlumaczy „power spectrum” oraz Cl w CMB fic.uv.es/~ahep/Talks/ pastor.pdf O reliktowych :  decoupling e          

73 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 73 Dobry wykład - page 65http://wwwth.mppmu.mpg.de/members/raffelt/mytalks/ISAPP04/Part4.pdf

74 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 74

75 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 75

76 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 76

77 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 77

78 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 78

79 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 79

80 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 80

81 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 81

82 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 82

83 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 83

84 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 84

85 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 85

86 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 86 The Cosmic Microwave Background anisotropies are revealing their finest structure. The acoustic oscillations which have been discovered in the recent years clearly select one type of initial conditions in the early Universe, namely a scale-invariant, Gaussian spectrum of density perturbations. This picture is consistent with the Inflation, the exponential or quasi-exponential phase of expansion in the early Universe, which has been probably set on by a transient vacuum energy of high energy fundamental fields. Although this evidence is exciting, it opens the quest for fixing Inflation into the realm of elementary particle physics beyond the standard model. Needless to say, it is the imperfection of Inflation that could reveal those most important details. Deviations from Gaussianity, as well as from scale- invariance could be the signature of a specific field driving inflation within a specific supersymmetric enviroment. At SISSA, we study how non-Gaussian signatures duch as quantum tunneling between different vacuum states of the fields driving inflation could affect the CMB anisotropies, to be able to recognize them into the future arcminute all-sky maps provided by the Planck satellite.

87 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 87 Dark energy

88 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 88 The integrated Sachs-Wolfe effect Dark energy influences cosmic microwave background (CMB) photons, in particular via the integrated Sachs-Wolfe effect (ISW). CMB photons zipping across the universe gain energy by falling into gravitational potential wells, and lose energy when they climb out again (top trajectory). For the shallow potentials on large scales, which correspond to over- and under- dense regions extending across hundreds of megaparsecs, the overall loss and gain of energy cancel. But this is only true in a universe in which the full critical energy density comes from atoms and dark matter. In the presence of dark energy, however, the ISW effect comes in to play: the expansion of the universe is fast enough to stretch the potentials and make them shallower, which means that a photon falling into an overdense region gains more energy than it loses when climbing out (bottom trajectory). Regions of space in which matter has clustered should therefore correspond to hotter CMB photons, whereas underdense regions should lead to colder CMB photons. By comparing the CMB and the large-scale structure of the universe at different wavelengths, four independent groups of cosmologists have found signs of the ISW effect, providing a new line of evidence that is consistent with cosmic acceleration driven by dark energy.

89 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 89 This phenomenon is known as the integrated Sachs-Wolfe (ISW) effect, and it leads to a correlation between the temperature anisotropies in the CMB and the large-scale structure of the universe. Although the primordial plasma became transparent to photons after the universe cooled, the photons did not travel unhindered afterwards. The cosmos is riddled with inhomogeneities that are strong on small length scales (where matter has clumped to form stars, nebulae and galaxies), and progressively weaker on larger length scales, where galaxies and clusters ride on gentle waves in the matter density. On their flight paths, photons fall into and climb out of the corresponding gravitational potentials.

90 MHS 2005 Wczesny Wszechświat 90 Robertson Walker Metric The metric which describes an isotropic and homogeneous cosmological spacetime.isotropichomogeneousspacetime Spacetime The geometry which merges space and time coordinates. Homogeneity The property of a geometry in that all points in space are equivalent. Isotropy The property of a geometry of being the same in all directions. Scale Factor The quantity in the Robertson-Walker metric which describes how the distances (scales) change in an expanding or contracting universe.Robertson-Walker metric Inflation A period of exponential increase in the scale factor due to a nonzero vacuum energy density, that occurs early in the history of the universe in certain cosmological models.scale factorvacuum energy density Vacuum Energy Density The amount of energy per unit volume associated with empty space itself. Although the idea of empty space having a nonzero energy associated with it seems a strange one, this idea is at the root of the cosmological constant and inflationary cosmologies.cosmological constantinflationary Cosmological Constant introduced into Einstein's field equations of general relativity in order to provide a supplement to gravity. If positive (repulsive), it counteracts gravity, while if negative (attractive), it augments gravity. It can be interpreted physically as an energy density associated with space itself (see Vacuum Energy Density).Vacuum Energy Density) cosmological constant The observational upper bound on the value of the vacuum energy density is 40 to 120 orders of magnitude smaller than that predicted from quantum field theories of elementary particles — the so-called cosmological constant problem. The cosmological constant may be the cause of the acceleration of the universe recently inferred from observations of Type Ia supernovae, but again there is as yet no theoretical understanding of why it would have the small, non-zero value needed to explain these observations. See also dark energy and antigravity or an energy of empty space.supernovaeantigravity dark energy A property of empty space, allowed by Einstein's general theory of relativity, that acts as a large, negative pressure and pushes the universe apart at a faster and faster rate. Its existence has been hypothesized to explain the fact that the expansion of the Universe seems be accelerating. Observations of distant quasars that have been subject to a gravitational lens effect by intervening galaxies suggest that two-thirds of the present energy density may be contributed by dark energy. Various types of dark energy have been proposed, including a cosmic field associated with inflation; a different, low-energy field dubbed "quintessence"; and the cosmological constant, or vacuum energy of empty space. Unlike Einstein's famous fudge factor, the cosmological constant in its present incarnation doesn't delicately (and artificially) balance gravity in order to maintain a static universe; instead, it has "negative pressure" that causes expansion to accelerate.general theory of relativityquasars gravitational lensenergy densitycosmological constant


Pobierz ppt "MHS 2005 Wczesny Wszechświat 1 Wczesny Wszechświat Obraz Wszechświata teoria Wielkiego Wybuchu i jej uzasadnienie problemy wielkiego Wybuchu inflacyjny."

Podobne prezentacje


Reklamy Google