Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Ewolucja Wszechświata Wykład 3. Teoria inflacji Problemy, które trzeba wyjaśnić: Problem horyzontu Problem monopoli magnetycznych Problem płaskości Wszechświata.

Podobne prezentacje


Prezentacja na temat: "Ewolucja Wszechświata Wykład 3. Teoria inflacji Problemy, które trzeba wyjaśnić: Problem horyzontu Problem monopoli magnetycznych Problem płaskości Wszechświata."— Zapis prezentacji:

1 Ewolucja Wszechświata Wykład 3

2 Teoria inflacji Problemy, które trzeba wyjaśnić: Problem horyzontu Problem monopoli magnetycznych Problem płaskości Wszechświata

3 Problem horyzontu Niezależnie od jakości teleskopów, nie możemy obserwować dowolnie odległych obiektów. Największa odległość, w której światło zdążyło dotrzeć do obserwatora w czasie istnienia Wszechświata wynosi : Gdzie: T – wiek Wszechświata, c – prędkość światła Horyzont można też zdefiniować podstawiając do prawa Hubblea maksymalną prędkość ucieczki galaktyk równą prędkości światła: ? ? 13,7 mld lat świetlnych ? 3·10 27 cm

4 Obserwujemy we wszystkich kierunkach wysoką jednorodność Wszechświata, zarówno w skali wielkoskalowej (galaktyki, gromady galaktyk), jak i promieniowania mikrofalowego, którego natężenie i temperatura są identyczne we wszystkich kierunkach z dokładnością do 1/1000. A B Punkty A i B nie mogły ze sobą oddziaływać od początku istnienia Wszechświata, więc skąd ta jednorodność...? Problem horyzontu Nasza galaktyka

5 Horyzont zdarzeń 3· cm T = 3·10 28 K Ekspansja o czynnik mm Wiek = s T = 3K 3·10 27 cm Obecny horyzont zdarzeń Wiek = s W wieku s Wszechświat składał się z ogromnej liczby niezależnych, rozdzielonych obszarów?? Sprzeczność z obserwowaną jednorodnością! Problem horyzontu

6 Problem monopoli magnetycznych Gdy Wszechświat miał s i temperaturę 3·10 28 K występowała unifikacja trzech oddziaływań: silnego, słabego i elektromagnetycznego. Teorie opisujące Wszechświat w tych warunkach przewidują powstanie ogromnej liczby monopoli magnetycznych – cząstek o masach razy większych niż masa protonu. Z obliczeń wynika, że monopoli byłoby teraz tysiące razy więcej niż protonów czy neutronów. Monopol jest pozostałością po chaosie, jaki istniał we wczesnym Wszechświecie. Ponieważ Wszechświat był podzielony na obszary nie oddziaływujące ze sobą, niejednorodności nie mogły się wyrównać i tworzyły się monopole. Jednak monopole nie są obserwowane!

7 Problem płaskości Wszechświata Dane obserwacyjne i teoretyczne przewidywania ograniczają dzisiejszą wartość do przedziału od 0,1 do 2. Względna gęstość materii we Wszechświecie: > 1 Wszechświat zamknięty (rozszerzanie zakończy się i rozpocznie zmniejszanie < 1 Wszechświat otwarty (rozszerzanie będzie trwać w nieskończoność) Początkowa wartość było bardzo niestabilna i jakiekolwiek odchylenie od wartości 1 szybko wzrosłoby w czasie.

8 Aby dzisiejsza mieściła się w żądanym przedziale, początkowa jej wartość musiała być równa jedności z dokładnością większą niż 1 na Początkowy Wszechświat był bardzo płaski! Warunki początkowe Wszechświata zostały dostrojone z wielką precyzją, aby mógł powstać dzisiejszy świat. Małe wahanie na początku ewolucji Wszechświata sprawiłoby, że zapadłby się w krótkim czasie lub materia tak szybko by się oddalała, że nie powstałyby gwiazdy i planety. Skąd to wykalibrowanie warunków początkowych? Problem płaskości Wszechświata

9 Wszechświat inflacyjny Pierwsze s – czas Plancka – brak teorii opisującej Wszechświat w tym stanie. Po upływie czasu Plancka Wszechświat o temperaturze GeV podlegał Wielkiej Unifikacji Oddziaływań (oddziaływania silne, słabe i elektromagnetyczne nie różniły się). Wszechświat zawierał obszary fałszywej próżni wypełnione ogromną energią (pola Higgsa). Fałszywa próżnia to obszar o zadziwiających własnościach: jej gęstość nie zmienia się wraz z rozszerzaniem się wytwarza ona ujemne ciśnienie Z ciśnieniem jako formą energii związana jest grawitacja. Ujemne ciśnienie prowadzi do odpychającej siły grawitacyjnej – odpowiada tej sytuacji niezerowa stała kosmologiczna. Nastąpiła ekspansja!

10 Wszechświat inflacyjny Wzór kosmologiczny: gdzie: Te człony maleją gwałtownie podczas rozszerzania Zostaje: Rozwiązanie rónania: Ekspansja wykładnicza!

11 Wszechświat inflacyjny Wykładnicza ekspansja zakończyła się w chwili s po Wielkim Wybuchu. Jak powiększył się w tym czasie Wszechświat? Załóżmy, że inflacja zaczęła się w chwili T = H -1 = s Wszechświat powiększył się w ułamku sekundy do rozmiarów wielokrotnie przekraczających wszystko co możemy obserwować!

12 Inflacja zakończyła się przejściem fazowem – fałszywa próżnia zamieniła się w próżnię prawdziwą wypełnioną cząstkami. Towarzyszyło temu wyzwolenie ogromnej energii, która ponownie podgrzała Wszechświat Wszechświat inflacyjny Analogia: woda Podczas przejścia fazowego uwalnia się energia lód Uwolniona energia

13 Wszechświat inflacyjny Po zakończeniu okresu inflacji Wszechświat rozszerza się dalej ze stałą kosmologiczną równą zeru. Teorię inflacji zaproponował w 1981 roku Alan Guth teoretyk fizyki cząstek elementarnych zajmujący się Teorią Wielkiej Unifikacji.

14 Wszechświat inflacyjny Rozwiązanie problemu jednorodności Wszechświata: 3·10 27 cm 3· cm przyspieszona ekspansja Obserwowalny Wszechświat powstał z bardzo małego jednorodnego obszaru.

15 Wszechświat w chwili, gdy podlegał Wielkiej Unifikacji Oddziaływań, nie był podzielony na obszary nie oddziaływujące ze sobą. Wszechświat inflacyjny Monopole nie powstawały. Rozwiązanie problemu monopoli:

16 Rozwiązanie problemu płaskości Wszechświata: Wszechświat inflacyjny Z równania Friedmana dla Wszechświata inflacyjnego można otrzymać związek: Oznacza on, że szybko dąży do jedności Obecny Wszechświat jest płaski!

17 Pomiary promieniowania mikrofalowego wykonane przez sondę wystrzeloną Wynik otrzymany w roku 2003: Wszechświat jest płaski! Analizowano fluktuacje natężenia promieniowania mikrofalowego w 5 przedziałach częstości od 23GHz (13 mm) do 94 GHz (3,2 mm) Potwierdzenie doświadczalne teorii inflacji

18 Światy równoległe? Teoria inflacji otwiera olbrzymie pole do spekulacji. Jedna z hipotez (której nigdy nie sprawdzimy!) mówi, że nasz Wszechświat jest jednym z wielu (może nieskończenie wielu) wszechświatów zawartych w metawszechświecie. Każdy z tych Wszechświatów powstał z subatomowego obszaru przestrzeni i stał się większy niż nasz widzialny Wszechświat w czasie krótszym od s. Mogły one powstawać w różnych miejscach i czasach. Hipotezy tej nie możemy zweryfikować doświadczalnie, bo nasze obserwacje nie mogą wyjść poza horyzont zdarzeń w naszym Wszechświecie!

19 Inflacja - podsumowanie Różne odmiany modeli inflacyjnych mają następujące cechy wspólne: Pusta przestrzeń, nie będąca prawdziwą próżnią kipi energią. Energia ta powoduje, że pęcherzyk przestrzeni rozszerza się z fantastyczną prędkością w czasie pierwszych chwil istnienia Wszechświata Pod koniec tej fazy rozszerzania, około s od Wielkiego Wybuchu, dochodzi do przejścia fazowego, które tworzy prawdziwą próżnię i ogromną liczbę cząstek oraz bardzo silnie ogrzewa Wszechświat. Po zakończeniu inflacji Wszechświat (który kiedyś był subatomowym pęcherzykiem przestrzeni) rozszerza się tak, jak przewiduje teoria Wielkiego Wybuchu, która powstała przed modelem inflacyjnym

20 Ciemna materia Zmierzona gęstość materii jest daleka od jedności: Gęstość materii świecącej: Gęstość materii barionowej: Z teorii inflacji i z pomiaru promieniowania mikrofalowego wynika, że = 1 Większość naszego Wszechświata stanowi ciemna materia!

21 Ciemna materia Rotacja galaktyk W analizie ruchu gwiazdy wokół centrum galaktyki wykorzystujemy prawo grawitacji Newtona. drdr r dVdV Całą masę galaktyki dzielimy na 2 części: 1. Leżącą bliżej środka galaktyki niż gwiazda 2.Leżącą dalej od środka galaktyki Masa galaktyki zawarta w elemencie dV : Więc siła grawitacji od masy w elemencie dV działająca na gwiazdę: Siły od przeciwległych elementów równoważą się

22 Ciemna materia Rotacja galaktyk Efektywna siła grawitacji pochodzi tylko od masy leżącej bliżej środka niż gwiazda. Siła odśrodkowa równoważy siłę grawitacji. Prędkość gwiazd na peryferiach galaktyki powinna maleć, gdy rośnie R

23 Ciemna materia Model krzywej rotacji galaktyki NGC Masa galaktyki (w funkcji odległości od środka) została rozłożona na cztery składowe: 1 - jądro o masie 5 x 10 9 mas Słońca i promieniu 120 parseków (pc); 2 - zagęszczenie centralne o masie 1,4 x mas Słońca i promieniu 750 parseków; 3 - dysk o masie 1,3 x mas Słońca, promieniu 6 kiloparseków (kpc) i grubości 0,5 kpc; 4 - sferyczne halo o masie 2 x mas Słońca i promieniu 10 kpc. Niebieska linia odpowiada całkowitej prędkości rotacji.

24 Galaktykę otacza sferyczne halo o rozmiarach znacznie większych niż rozmiary galaktyki. Ciemna materia Galaktyka Gromady kuliste otaczające galaktykę

25 Ciemna materia Poszukiwania ciemnej materii w dużo większej skali – pomiary prędkości galaktyk w gromadach. Ponad 60 lat temu Fritz Zwicky badał przesunięcia dopplerowskie galaktyk tworzących gromadę w Warkoczu Bereniki. Całkowita masa gromady okazała się kilkaset razy większa niż suma mas galaktyk oszacowana na podstawie znajomości jasności i mas pojedyńczych gwiazd.

26 Ciemna materia Pomiary prowadzone w ostatnich 30 latach pokazują, że wiele galaktyk ma olbrzymie, masywne halo zbudowane z ciemnej materii. Dodatkowe potwierdzenie tej hipotezy otrzymano badając ruch dwóch położonych blisko siebie galaktyk wokół wspólnego środka masy. Droga Mleczna i Wielka Mgławica w Andromedzie zbliżają się do siebie z prędkością względną 270 km/s – masy muszą być dużo większe niż suma mas gwiazd. Masa ciemnej materii wydaje się być 5 – 10 razy większa niż materii widzialnej.

27 Niezależne potwierdzenie dużych mas gromad galaktyk uzyskuje się dzięki zjawisku soczewkowania grawitacyjnego, tj. ugięcia promieni świetlnych przez pole grawitacyjne. Ze względu na duże masy gromad, efekt ten jest stosunkowo łatwo i często obserwowany. Jednocześnie, wskutek ogniskowania wiązki światła wzmocnieniu ulega obserwowana jasność bardzo odległych galaktyk i kwazarów. Soczewkowanie grawitacyjne

28 Gromada galaktyk A2218 zniekształca obrazy odległych galaktyk. Na pierwszym planie widać jasne galaktyki z gromady; cienkie świetliste łuki są wydłużonymi i zakrzywionymi koncentrycznie wokół środka masy obrazami galaktyk tła. Rozmieszczenie i kształt łuków pozwalają wyznaczyć rozkład masy tej gromady. Fot. HST/NASA.

29 Zaginanie promieni świetlnych galaktyki spiralnej przez pole grawitacyjne gromady galaktyk Cl Znajdujące się na pierwszym planie żółtawe galaktyki gromady uginają promienie świetlne niebieskiej galaktyki spiralnej. W wyniku tego powstało pięć oddzielnych obrazów tej galaktyki: jeden blisko środka zdjęcia, a pozostałe cztery - rozmieszczone w przybliżeniu wzdłuż okręgu "na godzinach" 4, 8, 9 i 10. Gromada Cl znajduje się w gwiazdozbiorze Ryb, w odległości około 1500 megaparseków (Mpc); galaktyka spiralna - mniej więcej dwa razy dalej. Fot. HST/NASA. Soczewkowanie grawitacyjne

30 Ciemna materia Inne sposoby badania wpływu grawitacji: Satelita ROSAT ROentgen SAtelite W 1992 roku Satelita ROSAT zbadał promieniowanie rentgenowskie emitowane z grupy trzech galaktyk (NGC2300) w gwiazdozbiorze Cefeusza Grupa jest zanurzona w obszarze emitującym promieniowanie rentgenowskie, mającym średnicę ponad miliona lat świetlnych – energia tego promieniowania jest 10 miliardów razy większa niż energia wysyłana ze Słońca w postaci światła widzialnego.

31 Ciemna materia 1.Promieniowanie rengenowskie jest emitowane przez gorący gaz. 2.Natężenie i częstość promieniowania rentgenowskiego mówi o tym, ile jest tego gazu i jaką ma temperaturę. 3.Można obliczyć, jaką masę musi zawierać gromada galaktyk, aby gaz nie rozproszył się w przestrzeni. 4.Należy oszacować całkowitą masę zawartą w świecących gwiazdach. Porównanie mas otrzymanych w 3 i 4 kroku prowadzi do wniosku, że większość masy w gromadzie NGC2300 to ciemna materia 50 razy więcej ciemnej materii niż widzialnej!

32 Ciemna materia Całkowitą masę materii można ocenić również w obszarach dużo większych niż gromady galaktyk, mierząc wielkoskalowe przepływy, które odchylają ruch galaktyk od globalnego przepływu Hubblea. Analizy statystyczne przeprowadzone przez Marca Davisa dowodzą, że przepływy takie istnieją i świadczą o występowaniu ciemnej materii w największych skalach odległości. Jest jej co najmniej 10 razy więcej niż zwykłej materii. Z obserwacji wynika,że ciemna materia jest rozmieszczona bardziej jednorodnie niż świecąca, choć też tworzy skupiska.

33 Ciemna materia Czym jest ciemna materia? Wiemy czym nie jest: nie składa się z barionów i leptonów. Obserwacje w 1994 r. wykonane przez Kosmiczny Teleskop Hubblea wykluczyły słabo świecące czerwone karły. Kolejny kandydat – ciemne mniejsze ciała jak: planety, komety, planetoidy (MACHO – MAssive Compact Halo Object) również nie może stanowić głównego składnika ciemnej materii.

34 Ciemna materia Czym jest ciemna materia? Nieznane do tej pory cząstki: struny kosmiczne, cząstki supersymetryczne, monopole magnetyczne i wiele innych. Neutrina i antyneutrina - cząstki o masach niewiele większych od zera – Wszechświat zawiera około miliarda razy więcej neutrin niż protonów czy neutronów – neutrina stanowią nie więcej niż połowę ciemnej materii. Poszukiwania tych cząstek niezwykle trudne, bo oddziaływują ze zwykłą materią tylko grawitacyjnie i słabo.

35 Ciemna materia Ciemnej materii poszukuje się także w laboratoriach. Podziemne laboratorium pod tamą Oroville w Kaliforni – poszukiwania WIMP (Weacly Interacting Massive Particles) WIMP –hipotetyczne cząstki o masie 10 – 100 GeV. Przypuszcza się, że w każdej sekundzie wimpów przechodzi przez każdy cm 2 Ziemi, w tym również przez nasze ciała.


Pobierz ppt "Ewolucja Wszechświata Wykład 3. Teoria inflacji Problemy, które trzeba wyjaśnić: Problem horyzontu Problem monopoli magnetycznych Problem płaskości Wszechświata."

Podobne prezentacje


Reklamy Google