Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Początki Wszechświata Krystyna Wosińska. Dane obserwacyjne Odkrycie Hubblea w 1929 r. v = H·r Promieniowanie tła w 1964 r. (Arno Penzias i Robert Wilson).

Коpie: 3
Początki Wszechświata Krystyna Wosińska. Droga Mleczna – nasza Galaktyka.

FIZYKA III MEL Fizyka jądrowa i cząstek elementarnych Wykład 11 – Początki Wszechświata.

FIZYKA III MEL Fizyka jądrowa i cząstek elementarnych Wykład 11 – Początki Wszechświata.

Podobne prezentacje


Prezentacja na temat: "Początki Wszechświata Krystyna Wosińska. Dane obserwacyjne Odkrycie Hubblea w 1929 r. v = H·r Promieniowanie tła w 1964 r. (Arno Penzias i Robert Wilson)."— Zapis prezentacji:

1 Początki Wszechświata Krystyna Wosińska

2 Dane obserwacyjne Odkrycie Hubblea w 1929 r. v = H·r Promieniowanie tła w 1964 r. (Arno Penzias i Robert Wilson). Skład Wszechświata: jakie cząstki i w jakim stosunku ilościowym tworzą Wszechświat.

3 Równanie Friedmana opisujące globalną ewolucję Wszechświata H - stała Hubblea (v = H·R) G – stała grawitacji - gęstość materii Wszechświata c – prędkość światła k – zakrzywienie przestrzeni R – czynnik skali – mierzy średnie oddalenie dwóch punktów (np. gromad galaktyk) Podstawy teoretyczne Ogólna teoria względności (1917)

4 = / k < 1 > 1 = 1 Ten parametr wyznacza przyszłość Wszechświata W miarę rozszerzania się Wszechświata maleje zarówno gęstość rzeczywista, jak i krytyczna. Stosunek tych gęstości jest stały. Jeśli wyznaczymy, odkryjemy przyszłość Wszechświata

5 Einstein dodał do równania stałą kosmologiczną, aby ratować płaski i statyczny Wszechświat. - reprezentuje siłę odpychającą, równoważącą przyciąganie grawitacyjne – dzięki niej pojawia się rozwiązanie równania opisujące statyczny Wszechświat. W 1922 r. Aleksander Friedman znalazł wszystkie rozwiązania równania i wykazał, że nawet dodanie stałej kosmologicznej nie zapewni stałości Wszechświata. Einstein nazwał dodanie stałej kosmologicznej swoją największą pomyłką, jednak obecnie wcale nie jest oczywiste, że wynosi ona zero!

6 Era Plancka sTemperatura K Dwie cząstki punktowe o masach równych masie Plancka i oddalone o długość Plancka: grawitacyjna energia potencjalna masa spoczynkowa Masa Plancka:Długość Plancka:

7 Era Plancka Aby opisać Wszechświat w erze Plancka, trzeba połączyć teorię grawitacji z mechaniką kwantową.

8 Mechanika kwantowa Przestrzenią tych stanów jest przestrzeń Hilberta Obiekty kwantowe (kwarki, atomy,...) mogą istnieć w różnych stanach. Przestrzeń Hilberta – liniowa przestrzeń wektorowa Każdy wektor (stan układu) można przedstawić jako kombinację liniową innych wektorów. Układ może znajdować się w superpozycji dwu lub więcej stanów Świat mechaniki kwantowej jest światem probabilistycznym

9 Mechanika kwantowa Obserwable – wielkości mierzalne (np. położenie, pęd) Obserwabli odpowiada operator działający na przestrzeni Hilberta Pomiar zaburza stan obiektu – ze stanu przeprowadza go w stan Działanie operatora A na wektor stanu opisuje równanie, którego rozwiązaniem są wartości własne (wyniki pomiaru) Rozwiązania skwantowane – wyniki pomiarów mogą przybierać tylko wartości dyskretne

10 Teoria grawitacji Równania pola grawitacyjnego określające zakrzywienie czasoprzestrzeni są silnie nieliniowe Pole dwu ciał nie jest sumą pól poszczególnych pól

11 Próby skwantowania grawitacji czas przestrzeń t1t1 t2t2 Stan Wszechświata: w chwili t 1 w chwili t 2 Geometrodynamika Wheelera Stany Wszechświata zakreślają krzywą w przestrzeni wszystkich możliwych stanów – w superprzestrzeni. DeWitt zaproponował, aby na superprzestrzeni zdefiniować funkcje falowe Wartość funkcji falowej w danym punkcie superprzestrzeni, czyli w danym stanie Wszechświata – prawdopodobieństwo urzeczywistnienia tego stanu.

12 Próby skwantowania grawitacji Równanie Wheelera-DeWitta – równanie na funkcje falowe Wszechświata w superprzestrzeni. Niespodzianka: funkcje falowe Wszechświata nie zależą w tym równaniu od czasu! W kwantowo-grawitacyjnym reżimie czas nie może być zewnętrznym parametrem, który numeruje następujące po sobie stany. Czas staje się elementem kwantowej gry – ma charakter probabilistyczny. Stany Wszechświata nie następują po sobie w sposób konieczny; istnieje jedynie określone prawdopodobieństwo układania się poszczególnych stanów w następujące po sobie ciągi. I dopiero przy przejściu przez próg Plancka prawdopodobieństwa dążą do jedności i wyłania się deterministyczna ewolucja z czasem jako zewnętrznym parametrem. Michał Heller, Kosmologia kwantowa

13 Model Standardowy Do chwili obecnej odkryto około dwieście cząstek (z których większość nie jest cząstkami elementarnymi). Model Standardowy – teoria opisująca wszystkie cząstki i oddziaływania między nimi za pomocą: 6 kwarków 6 leptonów cząstek przenoszących oddziaływania Każdej cząstce odpowiada antycząstka

14 Odziaływanie elektromagnetyczne Działa na ładunki elektryczne Odpowiedzialne za wiązania chemiczne Nośnik – foton ( ) Zasięg – nieskończony

15 Odziaływanie silne Działa na ładunki kolorowe Odpowiedzialne za wiązanie kwarków w barionach Nośniki – gluony Zasięg – m (odległość typowa dla kwarków w nukleonie)

16 Uwięzienie kwarków Oddziaływanie między kwarkami rośnie wraz z odległością. Próba rozdzielenia kwarków prowadzi do wytworzenia nowej pary kwark-antykwark (jest to proces korzystniejszy energetycznie). mezon c mezon D - mezon D + Zamiana energii na masę

17 Oddziaływanie słabe Odpowiedzialne za rozpad ciężkich kwarków i leptonów na lżejsze kwarki i leptony (zmiana zapachu). Cząstki przenoszące oddziaływanie słabe to bozony: W +, W- W- i Z0.Z0. Oddziaływanie słabe i elektromagnetyczne opisuje jednolita teoria oddziaływań elektrosłabych. Masy W +, W - i Z 0 duże (~80 GeV) Zasięg mały

18 Oddziaływania elektrosłabe Małe odległości ( m) wielkie energie Oddziaływania słabe i elektromagnetyczne porównywalne. Większe odległości ( m) Oddziaływanie słabe jest razy mniejsze niż elektromagnetyczne

19 Słaby rozpad W e e e e W rozpadzie pośredniczy bozon W -

20 Oddziaływanie grawitacyjne Działa na każde ciało Odpowiedzialne za istnienie planet, gwiazd, galaktyk... Nośnik (hipotetyczny) – grawiton? Zasięg – nieskończony Brak teorii, która wiąże oddziaływanie grawitacyjne z innymi rodzajami oddziaływań – jeden z głównych nierozwiązanych problemów kosmologii.

21 Oddziaływania grawit.elektrosłabesilne (kolorowe) grawiton (?) masa [GeV] ładunekmasa [GeV] ładunek γW+W-ZoγW+W-Zo g - gluon 00 superoktet SU(3) 8 stanów koloru L. Lederman Boska cząstka Literatura:

22 Unifikacja oddziaływań Przy wielkich energiach oddziaływania słabe i elektromagnetyczne są porównywalne – oddziaływania elektrosłabe. Jeszcze większe energie zrównanie oddziaływań elektrosłabych i silnych GUT – Grand Unified Theory nie potwierdzona doświadczalnie! TOE – Theory Of Everything nie istnieje!

23 Teoria Wielkiej Unifikacji Tuż po erze Plancka przy temperaturach powyżej K (E GUT = GeV) Wszechświat wypełniała mieszanina kwarków, leptonów oraz cząstek przenoszących oddziaływania fotonów, bozonów W i Z oraz gluonów. Oddziaływania elektro-magnetyczne, słabe i silne są nierozróżnialne. GUT – Grand Unified Theory GUT wymaga istnienia dodatkowych nośników oddziaływań – 12 bozonów (i antybozonów) X ( ) Nierozróżnialne oddziaływania (nośniki) są w równowadze z materią i antymaterią. Przykład: Modele supersymetryczne (SUSY)

24 Problemy do wyjaśnienia... Cząstki i antycząstki pojawiają się i anihilują zawsze parami. Obowiązuje prawo zachowania liczby barionowej i leptonowej. Dlaczego więc we Wszechświecie nie ma równej ilości materii i antymaterii? Drugim ważnym faktem obserwacyjnym jest dramatyczna przewaga ilości fotonów (tła reliktowego) nad ilością barionów η = n b /n γ Jak to wytłumaczyć?

25 Bozony X i Y Ładunek = 1/3 i 4/3 Ładunek kolorowy R, G, B Ładunek leptonowy Masa GeV Bozony X w oddziaływaniach z kwarkami (q) i leptonami (l) mogą powodować przemiany kwarku w antykwark (i odwrotnie) oraz kwarku w lepton (i odwrotnie). Leptokwarki Przy temperaturach GUT (10 28 K) symetria i prostota osiągają poziom, na którym istnieje tylko jeden rodzaj materii (lepto-kwark?) i jedno oddziaływanie z całym wachlarzem cząstek-nośników oraz... no tak, dynda tam jeszcze z boku grawitacja. - Leon Lederman

26 Bozony X Rozpady bozonów X:

27 Przy temperaturach T > K pary X + anty-X powstają i anihilują zupełnie symetrycznie. Gdy jednak temperatura spada poniżej K, kreacja i anihilacja par staje się coraz mniej prawdopodobna, wzrasta zaś szansa spontanicznego rozpadu. Bozony X Prawdopodobieństwa różnych kanałów rozpadów mogą być różne: X p1p1 X 1-p 1 p2p2 1-p 2 Jeśli p 1 = p 2, to po rozpadach pozostaną równe ilości kwarków i antykwarków oraz leptonów i antyleptonów. Jeśli p 1 p 2, to pozostanie pewna nadwyżka materii nad antymaterią.

28 Bozony X Różnica p 1 i p 2 rzędu wystarczy do wyjaśnienia obserwowanego obecnie stosunku ilości barionów do fotonów we Wszechświecie. Jak wielka była nadwyżka materii nad antymaterią? Na 30 mln antykwarków przypadało (30 mln + 1) kwarków

29 Czas życia protonu Konsekwencją GUT jest nietrwałość protonu. Rozpad p na neutralny pion i pozyton w czasie lat Wiek Wszechświata lat Doświadczalne potwierdzenie: Prawdopodobieństwo rozpadu jednego protonu w ciągu roku wynosi 10 –30. Zamiast tego możemy obserwować wiele protonów. W ton wody - około protonów W ciągu roku około tysiąca protonów powinno ulec rozpadowi.

30 Superkamiokande (Japonia) w kopalni: Eksperymenty, które mają wykryć rozpad protonu rozpoczęto w latach 70 w podziemnych laboratoriach (tło od mionów z promieniowania kosmicznego) Czas życia protonu Ogromny, przezroczysty walec z czystą wodą (około ton) – otacza go czułych fotopowielaczy. Wynik: nie zaobserwowano rozpadu protonu! Wniosek: czas życia protonu > lat Inne eksperymenty: Irvine-Michigen-Brookhaven Soudan 2 Frejus Nusex

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

32 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

33 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

34 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

35 Problem monopoli magnetycznych Teorie Wielkiej Unifikacji 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. Jednak monopole nie są obserwowane! P. Dirac (w 1931): dopuszczalne jest istnienie monopoli magnetycznych o wartości:

36 Problem płaskości Wszechświata Dane obserwacyjne i teoretyczne przewidywania ograniczają dzisiejszą wartość do przedziału od 0,1 do 2. Względna gęstość materii we Wszechświecie: Początkowa wartość była bardzo niestabilna i jakiekolwiek odchylenie od wartości 1 szybko wzrosłoby w czasie.

37 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

38 Wszechświat inflacyjny 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 – ewolucja była kontrolowana przez oddziaływania ze skalarnym polem inflatonu ). 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!

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

40 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!

41 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: Podczas przejścia fazowego uwalnia się energia woda lód Uwolniona energia

42 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.

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

44 Na skutek inflacji gęstość monopoli, jeśli istniały, spadła do infinitezymalnie małej wartości. Wszechświat inflacyjny Rozwiązanie problemu monopoli:

45 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!

46 Historia Wszechświata Materia w postaci plazmy kwarkowo-gluonowej s Temperatura K Oddziaływanie silne oddziela się od oddziaływania elektrosłabego. Od tej chwili oddziaływania te znacznie różnią się wielkością. Wszechświat wypełniają swobodne kwarki, gluony, leptony, bozony W i Z, fotony, które oddziaływują ze sobą.

47 Era hadronowa s Temperatura K (250 GeV) Kwarki łączą w hadrony, które są cząstkami relatywistycznymi. Oddziaływanie słabe oddziela się od elektromagnetycznego. Kreacja i anihilacja par hadronów jest w równowadze. Hadrony, leptony i nośniki oddziaływań (fotony, bozony W i Z) są w równowadze termodynamicznej.

48 Era hadronowa W miarę ekspansji i stygnięcia Wszechświata przestają być produkowane najcięższe i nietrwałe hadrony. Przy 80 GeV przestają być też produkowane bozony W i Z Przy T < K także protony i neutrony przestają być cząstkami relatywistycznymi. Jednocześnie zaczyna się przewaga procesów anihilacji tych cząstek nad kreacją par.

49 Era hadronowa Era hadronowa zbliża się do końca po ok s, przechodząc w erę leptonową. Prawie wszystkie protony i neutrony anihilują (dodając fotony do tła promieniowania). Pozostaje nadwyżka materii nad antymaterią. Czas trwania ery hadronowej (10 -4 s ) wydaje się być znikomo krótki. Jednak czas życia większości hadronów i skala czasowa oddziaływań silnych to ok s, a więc 20 rzędów wielkości mniej. Dla nich era ta trwa bardzo długo.

50 Era leptonowa s Temperatura K (10 MeV) W epoce leptonowej, jedynymi relatywistycznymi bozonami są fotony zaś relatywistycznymi fermionami trzy generacje leptonów oraz ich antycząstki. (e, e ), (, ), (, ) Na początku ery leptonowej w równowadze są procesy kreacji i anihilacji par lepton – antylepton. Leptony (także neutrina) są w równowadze termodynamicznej z promieniowaniem. Liczba leptonów równa liczbie fotonów

51 Era leptonowa W miarę spadku temperatury (a więc i energii fotonów) następuje najpierw nieodwracalna anihilacja taonów (jako najcięższych), a następnie mionów. Najdłużej utrzymuje się równowaga kreacji i anihilacji par elektron – pozyton oraz ich oddziaływań z neutrinami. Temperatura progowa na produkcję par elektron – pozyton T = K Temperatura w środku Słońca T = K

52 Era leptonowa Pod koniec ery leptonowej, przy T < K (ok. 1 MeV), w równowadze znajdują się następujące reakcje oddziaływań słabych: gdzie: (m n – m p ) = 1,3 MeV W równowadze, stosunek ilości neutronów i protonów określony jest prawem Boltzmanna: kT = 10 MeV dla T = K

53 Era leptonowa W miarę ekspansji temperatura spada, a wraz z nią maleje (od ok. 0, 6 na początku ery leptonowej do ok. 0,2 pod jej koniec). Przy T 0,1 MeV równowaga słabych procesów stopniowo załamuje się, a bardziej prawdopodobny staje się nieodwracalny rozpad beta:

54 Tuż po pierwszej sekundzie gęstość i temperatura zmalały tak, że średni czas pomiędzy zderzeniami neutrin i antyneutrin przekroczył czas życia Wszechświata, a ich średnia droga swobodna wzrosła na tyle, iż stały się cząstkami swobodnymi. Era leptonowa Powstało tło neutrinowe Neutrina utraciły równowagę termodynamiczną z innymi cząstkami. Trudno je wykryć doświadczalnie!

55 Era leptonowa W 14 sekundzie temperatura spadła do K – poniżej progu produkcji par elektron-pozyton Elektrony i pozytony uległy anihilacji, pozostawiając po sobie olbrzymie ilości fotonów. Zwiększenie temperatury fotonów Od tej chwili średnio na jeden nukleon przypadał mniej więcej miliard fotonów. Główne składniki Wszechświata to fotony i neutrina.

56 Nukleosynteza Nukleosynteza – powstawanie jąder przez łączenie się nukleonów lub lżejszych jąder - może zachodzić w określonym przedziale temperatur: Temperatura zbyt niska – produkty reakcji mają za małą energię, aby zbliżyć się dostatecznie. Temperatura za wysoka – powstałe w syntezie jądra rozpadną się.

57 Nukleosynteza 1 s Temperatura K (0,1 MeV) W okolicy tej temperatury mogą już utrzymać się produkty pierwszej reakcji nukleosyntezy: Neutron ma w tych warunkach dwie możliwości: 1) reakcja z protonem i synteza deuteru, 2) spontaniczny rozpad beta.

58 Nukleosynteza Przez pierwsze sekundy przybywa deuteru. Gdy jego ilość względem wodoru osiągnie wartość prawdopodobne stają się reakcje syntezy trytu i izotopu 3 He: Na skutek tych reakcji ubywa deuteru i jego obfitość stabilizuje się stopniowo na poziomie około:

59 Nukleosynteza Pewna niewielka część 4 He zdąży jeszcze wejść w reakcje: Gdy względna koncentracja 3 He osiągnie około to zaczyna zachodzić kolejna reakcja:

60 Nukleosynteza Dla kolejnych reakcji, jak np. cykl 3 4 He 12 C + γ jest już za zimno. Nukleosynteza kończy się po około 3 minutach. Wszechświat rozszerzając się ostygł do T 10 8 K Po dalszych kilku tysiącach sekund radioaktywny tryt stopniowo rozpada się na 3 He, zaś 7 Be przez wychwyt elektronu przekształca się w 7 Li. Ustaliła się zasadnicza obfitość helu we Wszechświecie w ilości: (22% - 24%) masy wodoru stanowi masa 4 He

61 Nukleosynteza Przebieg pierwotnej nukleosyntezy w czasie pierwszych kilkunastu minut. Krzywe ukazują stopniowy wzrost (lub spadek) obfitości poszczególnych nuklidów oraz neutronów (n). czas

62 Nukleosynteza Końcowa obfitość powstałych pierwiastków zależy zasadniczo od dwóch czynników: tempa ekspansji a więc i od tempa stygnięcia Wszechświata, gęstości materii barionowej. Porównując zmierzone obfitości różnych rodzajów jąder z ilościami obliczonymi w modelach wczesnego Wszechświata, można określić obecną gęstość materii barionowej.

63 Nukleosynteza 2 H, 3 He 7 Li 4 He Gęstość krytyczna Najlepsze dopasowanie Względna zawartość: stosunek liczby jąder do liczby jąder wodoru

64 Obserwowana obfitość 4 He stała się też dodatkowo wskaźnikiem testującym kwarkowo – leptonowy model budowy materii a konkretniej - wskaźnikiem ilości tzw. generacji kwarków i leptonów. (e, e ), (, ), (, ) Znamy 3 rodziny leptonów: Tempo ekspansji i stygnięcia Wszechświata na etapie ery leptonowej zależy od liczby rodzajów neutrin. Tempo stygnięcia Wszechświata rzutuje z kolei na tempo reakcji nukleosyntezy, a więc na końcową obfitość lekkich pierwiastków np. 4 He Nukleosynteza

65 Teoretyczna obfitość helu (jako procent masy) w zależności od gęstości przy różnych ilościach, N, typów leptonów (i kwarków).

66 Era dominacji promieniowania Po zakończeniu nukleosyntezy zawartość Wszechświata jest następująca: Jądra 2 H, 3 He, 7 Li (śladowe ilości) Większość energii Wszechświata to energia fotonów Fotony Neutrina (tem. o 40% niższa od tem. fotonów) Elektrony (1 na miliard fotonów) Protony (1 na miliard fotonów) Jądra helu (23% masy protonów)

67 Era dominacji promieniowania Przez ok. 300 tys. lat materia i promieniowanie są w równowadze termodynamicznej (temperatura promieniowania równa jest temperaturze materii). Na skutek zderzeń z elektronami droga swobodna fotonów jest bardzo mała. Wszechświat jest nieprzezroczysty dla promieniowania Ciało doskonale czarne Fotony w zderzeniach wymieniają enerię ze swobodnymi elektronami.

68 Era dominacji promieniowania Gęstość energii promieniowania: Szacowana z obserwacji gęstość materii barionowej: u b g/cm 3 Obecna wartość (T = 2,73 K): u g/cm 3 (prawie jeden atom na m 3 ). Obecnie materia dominuje nad promieniowaniem i decyduje o geometrii i tempie ekspansji.

69 Era dominacji promieniowania Gęstość promieniowaniaGęstość materii barionowej Stosunek gęstości materii barionowej do gęstości promieniowania zmienia się wraz z rozmiarem Wszechświata: Obecnie wynosi 10 4, kiedy Wszechświat był 10 4 razy mniejszy u b i u były równe. Do tej chwili trwała era dominacji promieniowania

70 Era dominacji promieniowania Trwa kilka tysięcy lat, gdy w trakcie ekspansji temperatura spadnie do około K. Era dominacji promieniowania – gęstość energii promieniowania jest większa niż gęstość materii barionowej (u γ > u b ) Rozpoczyna się, gdy wiek Wszechświata wynosi kilkanaście minut (od Wielkiego Wybuchu) przy temperaturze T 10 9 K

71 Rozseparowanie materii i promieniowania lat Temperatura 3000 K Protony i jądra przyłączają elektrony (rekombinacja) – tworzą się atomy. Promieniowanie nie jest w stanie istotnie oddziaływać z materią nie jest w stanie w efektywny sposób jonizować i wzbudzać atomów. Od tej chwili temperatura promieniowania maleje wraz z ekspansją Wszechświata: Obecna wartość T = 2,73 K Materia nie ma wpływu na promieniowanie - promieniowanie reliktowe

72 Promieniowanie reliktowe Energia fotonu: Średnia energia fotonu zależy od temperatury: Średnia energia fotonu maleje wraz z temperaturą Długość fali fotonu rośnie temperatura 2,73 K3000 K

73 Promieniowanie reliktowe W 1964 r. Arno Penzias i Robert Wilson odkryli promieniowanie tła r. sonda kosmiczna COBE 2001 r. sonda kosmiczna WMAP (Wilkinson Microwave Anizotropy Probe) Widmo promieniowania tła zgadza się z widmem promieniowania ciała doskonale czarnego. Wyniki COBE T = (2,725 0,002) K

74 Promieniowanie reliktowe

75 Eksperyment WMAP Sonda kosmiczna wystrzelona roku Pomiar promieniowania mikrofalowego w 5 przedziałach częstości: od 23 GHz (13 mm) do 94 GHz (3,2 mm). Porównanie pomiarów w różnych zakresach częstości umożliwia odjęcie tła pochodzącego od Galaktyki. Aby zminimalizować tło pochodzące od Ziemi i Słońca sondę umieszczono na orbicie wokół tzw. punktu Lagrangea Quasi-stabilna konfiguracja WMAP – Ziemia -Słońce

76 Eksperyment WMAP 1. Trzy pętle wokół Ziemi 2. Wykorzystanie grawitacji Księżyca WMAP na orbicie – tyłem do Ziemi i Słońca

77 Eksperyment WMAP Różne kolory oznaczają różne temperatury. Mapa temperatur Ziemi. Fluktuacje temperatury promieniowania tła – fotografia rozkładu materii we Wszechświecie w wieku lat. Bez fluktuacji gęstości nie powstałyby galaktyki.

78 Wpływ ruchu Ziemi względem globalnego układu z prędkością 337 km/s ( T 1 mK) W pierwszym przybliżeniu promieniowanie jest izotropowe ( T 1 K) Po odjęciu efektu Dopplera widzimy promieniowanie naszej Galaktyki ( T 200 K) Po odjęciu promieniowania Galaktyki i innych znanych źródeł ( T 100 K) Eksperyment WMAP

79

80 Przed fazą rekombinacji istniały w ośrodku fluktuacje gęstości energii (i temperatur). Eksperyment WMAP Obszary o gęstości większej niż średnia, kurczyły się pod wpływem grawitacji i nagrzewały. Jednocześnie wzrastające z temperaturą ciśnienie promieniowania prowadziło do zahamowania kolapsu i do rozszerzania. Obszar taki oscylował z amplitudą i częstością, które związane były z warunkami fizycznymi ośrodka.

81 Eksperyment WMAP Świat Nauki W chwili przed rozpoczęciem inflacji: t = s, kT GeV Maksymalna odległość między punktami połączonymi przyczynowo: ct m Zasada nieoznaczoności spowoduje wystąpienie różnic temperatury rzędu: Fluktuacje temperatury i gęstości:

82 Eksperyment WMAP Kątowe rozmiary fluktuacji Typowa amplituda fluktuacji Dwie krzywe teoretyczne obliczone dla różnych gęstości materii Wszechświata.

83 Typowe rozmiary fluktuacji odpowiadają horyzontowi akustycznemu czyli rozmiarowi, jaki może przebiec dźwięk w ciągu ok lat. Rozmiar takiego horyzontu można teoretycznie oszacować i policzyć, jakie powinny być rozmiary kątowe takiego horyzontu, rzutowane dzisiaj na sferę niebieską. Rozmiary te zależą od geometrii Wszechświata. Eksperyment WMAP płaski zamkniętyotwarty

84 Eksperyment WMAP Precyzyjny pomiar korelacji kątowych w promieniowaniu tła umożliwił jednoczesne dopasowanie wielu parametrów. Dominują fluktuacje o rozmiarach kątowych rzędu 0,8 0. Wszechświat jest płaski! Porównanie amplitud maksimów pozwala oszacować ilość ciemnej materii we Wszechświecie.

85 Eksperyment WMAP Świat Nauki Ciemna materia moduluje sygnały akustyczne w promieniowaniu tła. Po inflacji gęstsze obszary ciemnej materii wciągają siłami grawitacji bariony i fotony. W epoce rekombinacji efekty grawitacji i fali akustycznej sumują się. Pierwsze maksimum: Drugie maksimum: Skupiska ciemnej materii odpowiadające fali drugiego maksimum na długo przed rekombinacją maksymalizują temp. promieniowania w dolinach. Jest to punkt zwrotny – ciśnienie gazu zaczyna wypychać bariony i fotony z dolin. Efekt – drugie maksimum jest niższe.

86 Eksperyment WMAP Stwierdzono polaryzację promieniowania mikrofalowego w dużych skalach kątowych na niebie. Polaryzacja spowodowana rozpraszaniem na cząstkach naładowanych. Kilkaset milionów lat po Wielkim Wybuchu około 17% fotonów promieniowania reliktowego było rozpraszanych przez zjonizowany gaz. Powstał on w wyniku powtórnej jonizacji kosmicznego wodoru i helu przez promieniowanie pochodzące z pierwszego pokolenia bardzo masywnych i gorących gwiazd. Pierwsze gwiazdy w epoce mln lat po Wielkim Wybuchu. Wniosek:

87 Eksperyment WMAP Wyniki: Atomy (bariony) wypełniają tylko 4% Wszechświata. 23% stanowi ciemna materia 73% to ciemna energia, którą opisujemy przez stałą kosmologiczną. Wiek Wszechświata –13,7 mld lat (z dokł. 1%) Promieniowanie reliktowe pochodzi z okresu lat po Big Bang Ciemna energia powoduje przyspieszenie ekspansji Wszechświata! Polaryzacja promieniowania – dodatkowy dowód teorii inflacji. Pierwsze gwiazdy powstawały 200 mln lat po Big Bang

88 Eksperyment Planck Planowany na rok 2007 dostarczy jeszcze dokładniejszych danych o promieniowaniu reliktowym: Mapa promieniowania z rozdzielczością minut kątowych z dokładnością do K Polaryzacja promieniowania – test teorii inflacji.

89

90 Powstawanie gwiazd Tempo pojawiania się formacji gwiazd począwszy od Wielkiego Wybuchu. A. Feild (STScI).

91 grawitacja oddz. silne oddz. słabe elektromagnetyzm Temperatura (K) Czas (s) Inflacja Wielka unifikacja Kwantowa grawitacja? Nukleosynteza Gęstość jądrowa Promieniowanie reliktowe Unifikacja oddz. elektrosłabych Plazma kwarkowo- gluonowa


Pobierz ppt "Początki Wszechświata Krystyna Wosińska. Dane obserwacyjne Odkrycie Hubblea w 1929 r. v = H·r Promieniowanie tła w 1964 r. (Arno Penzias i Robert Wilson)."

Podobne prezentacje


Reklamy Google