Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

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

Podobne prezentacje


Prezentacja na temat: "Filozofia przyrody Wykład 10. Elementy filozofii kosmologii Andrzej Łukasik Instytut Filozofii UMCS"— Zapis prezentacji:

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

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 Hubble’a v = H 0 r v - prędkość, r – odległość, H 0 = 73 km/s/Mpc - stała Hubble’a (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) 13

14 Modele Friedmana 14

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 Hartle’a-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


Pobierz ppt "Filozofia przyrody Wykład 10. Elementy filozofii kosmologii Andrzej Łukasik Instytut Filozofii UMCS"

Podobne prezentacje


Reklamy Google