Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Jak powstał Wszechświat? Andrzej Łukasik Instytut Filozofii UMCS VIII Lubelski Festiwal.

Коpie: 1
Filozofia przyrody Wykład 10. Elementy filozofii kosmologii Andrzej Łukasik Instytut Filozofii UMCS

Podobne prezentacje


Prezentacja na temat: "Jak powstał Wszechświat? Andrzej Łukasik Instytut Filozofii UMCS VIII Lubelski Festiwal."— Zapis prezentacji:

1 Jak powstał Wszechświat? Andrzej Łukasik Instytut Filozofii UMCS VIII Lubelski Festiwal Nauki

2 Do lat dwudziestych XX wieku – Wszechświat jest wieczny i niezmienny (statyczny) Czas i przestrzeń – niezmienna scena, po której poruszają się gwiazdy, planety i wszystkie ciała niebieskie (klasyczny, Newtonowski obraz świata) Albert Einstein – z rozwiązań równań ogólnej teorii względności (OTW) wynikało, że Wszechświat rozszerza się lub kurczy Stała kosmologiczna Λ w równaniach OTW (odpychanie grawitacyjne) miała zapewnić rozwiązania dające statyczny Wszechświat …później uznał to za największy błąd życia Dziś wiemy, że nie da się skonstruować statycznego modelu nieskończonego Wszechświata, w którym siła ciążenia jest zawsze przyciągająca (Stephen Hawking) 2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej2

3 Zasada kosmologiczna (kopernikańska) Ziemia nie zajmuje wyróżnionego miejsca we Wszechświecie Wszechświat wygląda tak samo niezależnie od kierunku, w którym patrzymy i jest to prawdą niezależnie od punktu, z którego wykonywane są obserwacje Prawa fizyki obowiązujące na Ziemi są ważne w całym Wszechświecie Zasada kosmologiczna dotyczy wielkoskalowej struktury Wszechświata – jest tym lepiej spełniona, im większe obszary Wszechświata rozważamy 2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej3

4 Kosmologia relatywistyczna Baza obserwacyjna – astronomia pozagalaktyczna Rozwiązania równań pola ogólnej teorii względności Einsteina (OTW – 1916, współczesna teoria grawitacji, zastępująca teorię Newtona) Konstrukcja modeli kosmologicznych Aleksander Friedman, 1922: ogólne jednorodne i izotropowe rozwiązanie równań Einsteina opisujące rozszerzanie się Wszechświata (równanie Friedmana) Georges Lamaître, 1927: hipoteza pierwotnego atomu – prekursor modelu Wielkiego Wybuchu 2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej4

5 Ogólna teoria względności (Einstein, 1916) – rozszerzenie STW na układy nieinercjalne, uwzględnienie grawitacji Ogólna zasada względności: prawa fizyki są lokalnie takie same dla wszystkich (inercjalnych i nieinercjalnych) układów odniesienia Zasada równoważności: pole grawitacyjne jest lokalnie równoważne polu bezwładności 5

6 Ogólna teoria względności – powiązanie własności czasu i przestrzeni z rozkładem materii Potwierdzenia – np. GPS 6

7 Rozkład mas zakrzywia czasoprzestrzeń 7

8 Ucieczka galaktyk Edwin Hubble (1929), jedno z największych odkryć naukowych XX w. Linie widmowe galaktyk są przesunięte w stronę większych długości fal (w stronę czerwieni), w stosunku do tych, które są obserwowane w laboratorium (przesunięcie ku czerwieni – ang. red shift) 2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej8

9 Efekt Dopplera Christian Andreas Doppler (1842) Obserwowalna długość fali (dźwięku lub światła) zależy od ruchu źródła fal względem obserwatora – Dla źródła spoczywającego: = cT – Dla źródła oddalającego się prędkością v: T = T + vT/c – Długość fali światła emitowanego przez źródło: = cT – Długość fali światła przybywającego do O: = cT / = T/T = 1 + v/c 2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej9

10 Prawo Hubblea v = H 0 r v - prędkość, r – odległość, H 0 = 73 km/s/Mpc - stała Hubblea (1pc = 3,2616 roku świetlnego); 1 Mpc = 10 6 pc Uwaga: ucieczka galaktyk a zasada kosmologiczna – galaktyki oddalają się od siebie nawzajem (Ziemia nie jest wyróżnionym punktem) 2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej10

11 Teoria Wielkiego Wybuchu Ok. 13,7 mld lat temu cała materia skupiona była w jednym punkcie (początkowa osobliwość – nieskończenie wielka temperatura i gęstość materii, zerowe rozmiary) Na początku był Wielki Wybuch (ang. Big Bang) … Wszechświat rozszerza się i stygnie – gdy rozmiary Wszechświata rosną dwukrotnie, temperatura spada o połowę T = 1/H – wiek Wszechświata Przed Wielkim Wybuchem nie było ani czasu ani przestrzeni 2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej11

12 George Gamow, Ralph Alpher, Robert Hermann – zastosowanie znanej fizyki do badania wczesnych etapów ewolucji Wszechświata 1948: Wszechświat powinien być kiedyś bardzo gęsty i wypełniony promieniowaniem o wysokiej temperaturze Promieniowanie to powinno obecnie mieć temperaturę kilku K – ochłodzone wskutek ekspansji Wszechświata Wcześniej materia była nieprzezroczysta dla fotonów (fotony oddziaływały ze zjonizowanym gazem wodorowo-helowym) 2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej12

13 Kosmiczne mikrofalowe promieniowanie tła 1965 – Arno Penzias i Robert Wilson (Bell Laboratories, New Jersey) – odkrycie mikrofalowego promieniowania o T = 2,7 K izotropowo wypełniającego Wszechświat (podczas kalibracji anteny radiowej do komunikacji z satelitą Echo) 1978 – Nagroda Nobla Robert Dicke i jego grupa z Princeton – interpretacja promieniowania mikrofalowego jako pozostałości po Wielkim Wybuchu Pomiary natężenia promieniowania tła – 1989 satelita COBE (Cosmic Background Explorer) 2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej13

14 Modele Friedmana 2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej14

15 To, który scenariusz odpowiada rzeczywistości zależy od gęstości materii we wszechświecie ( g/cm 3 – ok. 1 atom H na m 3 ) Najprawdopodobniej Wszechświat jest płaski (gęstość materii = gęstości krytycznej) Gdyby materię pochodzącą ze wszystkich galaktyk i gwiazd rozproszyć równomiernie w dzisiejszym Wszechświecie, to w każdym metrze sześciennym znalazłby się mniej więcej jeden atom wodoru. Jest to o wiele doskonalsza próżnia, niż kiedykolwiek mogłaby być wytworzona w ziemskim laboratorium. Nasza przestrzeń jest głównie właśnie pustą przestrzenią (J. Barrow, Początek wszechświata, s. 53) Rok Marii Curie-Skłodowskiej15

16 1. Era Plancka od Wielkiego Wybuchu do czasu Plancka t = s (era kwantowej grawitacji, kosmologii kwantowej) Symetria i unifikacja wszystkich oddziaływań (grawitacji, elektromagnetycznych, silnych i słabych jądrowych) – jedno superoddziaływanie Przy gęstości materii >10 94 g/cm 3 i T = K nie obowiązują znane nam prawa fizyki Potrzebna jest synteza mechaniki kwantowej z ogólną teorią względności – kwantowa teoria grawitacji Pod koniec ery Plancka, gdy spada gęstość i temperatura, oddzielają się oddziaływania grawitacyjne i zaczynają obowiązywać znane nam prawa fizyki 2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej16

17 Pomimo swej nazwy, teoria Wielkiego Wybuchu nie dotyczy wcale samego wybuchu. W rzeczywistości jest tylko teorią jego następstw. Równania tej teorii opisują, w jaki sposób pierwotna kula ognista rozszerzała się, ochładzała i zagęszczała, tworząc galaktyki, gwiazdy i planety. Samo to jest już ogromnym osiągnięciem. Niemniej standardowa teoria Wielkiego Wybuchu nie mówi nic o tym, co wybuchło, dlaczego wybuchło ani co działo się przedtem. Alan H. Guth, Wszechświat inflacyjny. W poszukiwaniu nowej teorii pochodzenia kosmosu, Warszawa 2000, s Rok Marii Curie-Skłodowskiej17

18 2. Era hadronowa (od czasu Plancka t = s do t = s) t = s – oddziela się silne oddziaływanie jądrowe t = s, T = – oddziaływanie elektrosłabe rozpada się na elektromagnetyczne i słabe (odtąd istnieją 4 odrębne oddziaływania) t = s, T = – z kwarków powstają hadrony (proton, neutron, piony…) i antyhadrony t = s – anihilacja hadronów w promieniowanie (E = mc 2 ) Pozostaje niewielka nadwyżka hadronów nad antyhadronami (stanowi obecnie całą materię, która wypełnia Wszechświat) 2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej18

19 Inflacja (od t = s do t = s) Obserwowalny Wszechświat – ok. 100 mld lat świetlnych średnicy Wszechświat (wszystko, co istnieje) może być znacznie większy… Gwałtowne (wykładnicze) rozszerzanie się Wszechświata Alan Guth (1979) Inflacja wyjaśnia dlaczego jest: 1. płaski (euklidesowy) 2. jednorodny Przestrzeń Wszechświata powiększyła się (lub ) razy (sto milionów miliardów miliardów razy), czyli tyle ile w ciągu pozostałej 13,7 mld lat trwającej ewolucji 2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej19

20 3. Era leptonowa (od t = s do t = 10 s) t = s, T = K – tworzą się leptony (elektrony, neutrina i ich antycząstki) Rozpoczyna się nukleosynteza – postają jądra He Gdy t = 2 s neutrina przestały oddziaływać z resztą materii – powstaje tło neutrinowe (obecnie o. 100 neutrin/cm 3, T= 2 K) 2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej20

21 4. Era promienista (od t = 10 s do t = 1 mld lat) anihilacja: cząstka + antycząstka promieniowanie e + e + 2γ Elektrony i pozytony anihilują, zamieniając się w promieniowanie elektromagnetyczne Po ok latach następuje oddzielenie promieniowania od materii (nie oddziałuje już silnie z materią), materia staje się przezroczysta dla promieniowania (obserwowane dziś jako mikrofalowe promieniowanie tła o T = 2,7 K; odkrycie: Penzias i Wilson, 1965) T = 10 4 – rekombinacja: powstają pierwsze atomy H (75%) i He (25%) 2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej21

22 5. Era galaktyczna (od t = 1 mld lat do teraz) Składniki materii = atomy H i He Pod wpływem przyciągania grawitacyjnego po ok. 400 (może nawet 200) mln lat tworzą się pierwsze gwiazdy i galaktyki W gwiazdach powstają ciężkie pierwiastki (synteza H w He, w późniejszym etapie ewolucji gwiazdy – następuje przemiana helu w węgiel, azot, krzem, fosfor i inne pierwiastki istotne m.in. dla ewolucji biologicznej) Każdy atom węgla w naszym ciele powstał w gwiazdach. J. Barrow, Początek Wszechświata, s Rok Marii Curie-Skłodowskiej22

23 Przyspieszanie ekspansji i problem ciemnej materii Najnowsze obserwacje: tempo ekspansji Wszechświata wzrasta Co powoduje przyspieszenie? Ponowne wprowadzenie stałej kosmologicznej do OTW Jedynie 5% zawartości Wszechświata stanowi zwykła materia (barionowa) ok. 95% Wszechświata stanowi ciemna materia i ciemna energia Ciemna materia (ok. 25%) – MACHO (masywne zwarte obiekty halo galaktycznego – wygasłe gwiazdy: czerwone, brązowe i białe karły, gwiazdy neutronowe, czarne dziury? – WIMP (słabo oddziałujące masywne cząstki – aksjony, cząstki supersymetryczne)? – Neutrina z niezerową masą spoczynkową? Ciemna energia (ok. 70%) – nieznany dotąd rodzaj energii odpowiedzialny za przyspieszanie ekspansji Wszechświata (związana ze stałą kosmologiczną) 2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej23

24 Wielki Wybuch a stworzenie świata przez Boga Kosmologia pozostaje więc neutralna wobec zagadnienia stworzenia świata przez Boga – wynika to z podstawowej zasady, jaką musi respektować każda dziedzina wiedzy naukowej, to znaczy z zasady naturalizmu metodologicznego. Zgodnie z tą zasadą, nauka musi wyjaśniać wszechświat samym wszechświatem i nie może w tym wyjaśnianiu odwoływać się do czynników nadprzyrodzonych. M. Heller, T. Pabjan, Elementy filozofii przyrody, s Rok Marii Curie-Skłodowskiej24

25 Teoria stanu stacjonarnego Hermann Bondi, Thomas Gold, Fred Hoyle (1948) – koncepcja usiłująca uniknąć pierwotnej osobliwości Hipoteza: w miarę, jak galaktyki oddalają się od siebie, w pustych obszarach powstają stale nowe zbudowane z ciągle tworzonej materii (ok. 1 cząstki na km 3 na rok; 1 atom wodoru na m 3 na miliard lat): liczba galaktyk na jednostkę objętości powinna być taka sama zawsze i wszędzie we wszechświecie. Wszechświat jest niezmienny w czasie zawsze taki sam Rok Marii Curie-Skłodowskiej25

26 Model Hartlea-Hawkinga W erze Plancka czas staje się jednym z wymiarów przestrzeni – znika początek czasu, a zatem osobliwość Wszechświat nie istnieje odwiecznie, wyłania się z kwantowej próżni (tunelowanie świata z nicości) 2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej26

27 Zasada antropiczna Koncepcja wyprowadzająca wnioski dotyczące wszechświata i obowiązujących w nim praw przyrody (B. Carter, 1973) Stałe fizyczne (i prawa przyrody) nie mogą być dowolne, by istniał człowiek R. H. Dicke (1961) – aby mógł się pojawić człowiek np. musi istnieć węgiel, który powstał w gwiazdach (życie nie mogło się pojawić przed powstaniem gwiazd); muszą istnieć gwiazdy, które są źródłem energii (życie nie może istnieć w epoce po wypaleniu się gwiazd…) Słaba zasada antropiczna – obserwujemy wszechświat takie a nie inny i w takiej a nie innej epoce, ponieważ w innych epokach nie moglibyśmy istnieć Mocna zasada antropiczna – wszechświat musi być taki, aby dopuszczał w pewnym etapie istnienie rozumnych obserwatorów (czy Wszechświat został zaprojektowany?) 2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej27

28 Wieloświat (multiverse) Nasz Wszechświat jest tylko jednym z wielu (może nieskończenie wielu) wsześchwiatów równoległych, które są tak samo realne, jak nasz. W różnych wszechświatach wartości stałych fizycznych i warunków początkowych mogą być różne. Zycie (i rozumni obserwatorzy) mogą istnieć tylko w szczególnych światach, które sprzyjają ich zaistnieniu Rok Marii Curie-Skłodowskiej28

29 wiek Wszechświata 13,7 mld lat dinozaury 230 mln lat temu najstarsze skamieniałe bakterie 3 mld lat Układ Słoneczny i Ziemia 4,6 mld lat 2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej29

30 Droga Mleczna dysk o średnicy i grubości 6000 lat świetlnych, M = 100 miliardów Ms Układ Słoneczny ok lat świetlnych od centrum, dysk wiruje 250 km/s Najbliższa gwiazda Proxima Centauri 4 lata świetlne Słońce jest przeciętną gwiazdą na brzegu jednego z ramion galaktyki spiralnej ok lat świetlnych o jej centrum Rok Marii Curie-Skłodowskiej30

31 Stała kosmologiczna 2000 r. – odkrycie, że galaktyki oddalają się coraz szybciej Niezgodność z Modelami Friedmanna Hipoteza: stała kosmologiczna (którą Einstein wprowadził do swoich równań i uznał za największy błąd w życiu) ma niezerową wartość, co oznacza wprowadzenie grawitacyjnego odpychania się galaktyk na wielkich odległościach 2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej31

32 2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej32

33 1666 – Isaac Newton: rozszczepienie światła (przepuszczając światło słoneczne przez mały otwór w zasłonie okiennej, a następnie przez pryzmat, zaobserwował barwne widmo słoneczne) William Hyde Wollaston (1766–1828): obserwacje ciemnych linii w widmie słonecznym Joseph von Fraunhofer (1787–1826): spektrometr, w widmie słonecznym kilkaset ciemnych prążków występujących w obszarach różnych barw William Henry Fox Talbot (1800–1877) - rozróżnianie substancji chemicznych na podstawie ich widm Gustav Robert Kirchhoff (1824–1887) i Robert Bunsen (1811–1899): wyjaśnienie pochodzenia ciemnych linii w widmie słonecznym jako rezultat absorpcji światła o określonej barwie przez różne pierwiastki Rok Marii Curie-Skłodowskiej33

34 Prawa spektroskopii Kirchhoffa 1. Każdemu pierwiastkowi odpowiada charakterystyczne widmo. 2. Każdy pierwiastek zdolny jest absorbować promieniowanie, które może emitować. Początek nowej nauki astrofizyki Badanie widma światła (promieniowania elektromagnetycznego) stanowi współcześnie jedną z podstawowych metod astronomii obserwacyjnej 2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej34

35 Teoria Wielkiego Wybuchu Termin Wielki Wybuch (ang. Big Bang) wprowadził Fred Hoyle w 1965 roku w cyklu audycji radiowych, których tematem była dyskusja między zwolennikami kosmologii stanu stacjonarnego a zwolennikami koncepcji rozszerzającego się Wszechświata 13,7 miliardów lat temu cała materia była skupiona w jednym punkcie (początkowej osobliwości) o ekstremalnych wartościach temperatury (i energii), ciśnienia i gęstości, nastąpiła ekspansja – Wszechświat nieustannie się rozszerza i stygnie (temperatura jest odwrotnie proporcjonalna do rozmiarów Wszechświata) 2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej35

36 1917 – Einstein stosuje równania ogólnej teorii względności do rozważań nad Wszechświatem – początek kosmologii relatywistycznej 2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej36

37 Równania Friedmanna 1917 r. W. de Sitter - znalazł rozwiązanie równań Einsteina, z którego wynikało przesunięcie ku czerwieni 1922 Aleksander Friedmann – ogólne jednorodne i izotropowe rozwiązanie równań Einsteina opisujące rozszerzanie się Wszechświata Równanie Friedmanna - podstawa współczesnych teorii kosmologicznych a (t) - czynnik skali Wszechświata (miara tempa ekspansji), G - stała grawitacji, ρ - gęstość materii, k – krzywizna (opisuje geometrię Wszechświata) 2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej37

38 Standardowy model kosmologiczny Na początku był Wielki Wybuch… Wszechświat powstał ok. 13,7 miliarda lat temu w gigantycznej eksplozji – Wielkim Wybuchu (ang. Big Bang) Zgodnie z ogólną teorią względności Wszechświat rozpoczął się od początkowej osobliwości - stanu o zerowych rozmiarach, nieskończonej wartości temperatury i gęstości materii (początkowa osobliwość) Przed Wielkim Wybuchem nie było ani czasu ani przestrzeni Wszechświat rozszerza się i stygnie – gdy rozmiary Wszechświata rosną dwukrotnie, temperatura spada o połowę 2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej38

39 Modele Friedmana R (t) krzywizna < 0 Wszechświat otwarty (geometria hiperboliczna) gęstość materii < gęstości krytycznej (promień Wszechświata) krzywizna = 0 Wszechświat płaski (geometria euklidesowa) gęstość materii = gęstości krytycznej krzywizna > 0 Wszechświat zamknięty (geometria sferyczna) gęstość materii > gęstości krytycznej t = 0 Wielki Wybuch (początkowa osobliwość) t (czas) 2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej39

40 Modele Friedmanna a geometria i przyszłość Wszechświata 2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej40

41 Paradoks Olbersa (fotometryczny) Heinrich Olbers (1826): Dlaczego nocą niebo jest ciemne? Jeśli Wszechświat jest statyczny i nieskończony czasowo i przestrzennie oraz zawiera nieskończoną liczbę mniej więcej równomiernie rozmieszczonych gwiazd, to… obserwowana jasność gwiazdy (gęstość strumienia światła) maleje odwrotnie proporcjonalnie do kwadratu odległości (I ~ 1/ r 2 )… … ale liczba gwiazd, jakie obserwujemy w dowolnym wycinku nieba rośnie proporcjonalnie objętości tego wycinka, a zatem do trzeciej potęgi odległości r 3. Zatem nocne niebo powinno być przynajmniej tak jasne, jak w dzień Rok Marii Curie-Skłodowskiej41

42 Paradoks grawitacyjny Carl Neumann i Hugo von Seeliger (XIX w.) Według klasycznej teorii grawitacji Newtona wszystkie ciała przyciągają się do siebie. Dlaczego nie nastąpił kolaps grawitacyjny (tzn. dlaczego materia nie skupiła się w jednym miejscu?) Hipotezy: - h 1 : modyfikacja teorii Newtona (odpychanie grawitacyjne) - h 2 : w nieskończonym Wszechświecie nie istnieje wyróżnione centrum (ale wówczas pozostaje paradoks Olbersa) - h 2 nie jest poprawna: w nieskończonym Wszechświecie każdy punkt może być uznany za centrum 2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej42

43 Teoria śmierci cieplnej Wszechświata Hermann von Helmholtz (1856) II zasada termodynamiki (Clausius 1850): ciepło przepływa zawsze od ciał cieplejszych do zimniejszych Entropia S = Q/T jest niemalejącą funkcją stanu Entropia Wszechświata rośnie – gwiazdy promieniują energię w zimne obszary, więc gwiazdy tracą energię – wszystkie procesy we wszechświecie dążą do osiągnięcia stanu równowagi termodynamicznej, czyli stanu maksymalnej entropii Jeśli Wszechświat jest wieczny, to dlaczego nie nastąpił jeszcze stan śmierci cieplnej Wszechświata? 2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej43

44 Dziś wiemy, że nie da się skonstruować statycznego modelu nieskończonego Wszechświata, w którym siła ciążenia jest zawsze przyciągająca (Stephen Hawking) 2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej44


Pobierz ppt "Jak powstał Wszechświat? Andrzej Łukasik Instytut Filozofii UMCS VIII Lubelski Festiwal."

Podobne prezentacje


Reklamy Google