PARAMETRY OBSERWACYJNE W KOMOLOGII Teresa Stoltmann Nauczyciel fizyki i astronomii Gimnazjum im. Jana Pawła II w Miastku woj. pomorskie

Model Wielkiego Wybuchu

Najważniejsze parametry w kosmologii Stała Hubble’a Ho 2. Parametr gęstości Ωo 3. Parametr hamowania qo 4. Stała kosmologiczna λ

Prawo Hubble’a v=Hor

Obliczanie odległości do galaktyk Ho=100 h km s-1Mpc-1 h przyjmuje wartości od 0,55 do 0,75 Przykład: h=0,5 v=5000km/s

Parametr gęstości Ωo Jeśli k=0, to gęstość krytyczna ρc jest równa:

Obliczanie gęstości krytycznejֽρc

Obliczanie gęstości krytycznej w jednostkach masy Słońca i megaparsekach

Definicja parametru gęstości Ω Ωo- obecna wartość parametru gęstości

Przekształcenie równania Friedmana do postaci zawierającej parametr gęstości Ω

Parametr gęstości dla poszczególnych modeli Wszechświata WSZECHŚWIAT OTWARTY 0<Ω<1 k<0 ρ<ρC WSZECHŚWIAT PŁASKI Ω=1 k=0 ρ=ρc WSZECHŚWIAT ZAMKNIĘTY Ω>1 k>0 ρ>ρc

Parametr hamowania qo Wyznaczanie czynnika hamowania qoza pomocą rozwinięcia Taylora czynnika skali wokół chwili obecnej:

Zależność między parametrem gęstości Ωo a parametrem hamowania qo dla p=0

Podstawiając do wzoru na parametr hamowania qo:

Stała kosmologiczna λ Wprowadzenie członu kosmologicznego λ a.) przez Einsteina b.) obecnie

Gμν- tensor krzywizny ( opisuje geometrię czasoprzestrzeni) Tμν- tensor energii pędu ( opisuje rozkład masy i energii) gμν- tensor metryczny czasoprzestrzeni (określa odległości) ρvac-gęstość energii próżni

Zapis stałej kosmologicznej λ przy użyciu parametru tej stałej Zapis równania Friedmana przy użyciu parametru Ωλ

Warunek na to, aby Wszechświat był płaski: Przyspieszenie zachodzi, gdy:

Krótka historia stałej kosmologicznej. Luty 1917 r.- Einstein wprowadza człon kosmologiczny równoważący grawitację. Chce w ten sposób uzyskać model Wszechświata skończonego i statycznego. Marzec 1917 r. – holenderski kosmolog Willem de Sitter otrzymuje inny model z członem kosmologicznym, który jak potem wykazano podlega przyspieszonej ekspansji. 1922 r. – rosyjski fizyk Aleksander Friedman konstruuje modele rozszerzającego się i kurczącego Wszechświata, bez członu kosmologicznego.

1929 r.- amerykański astronom Edwin Hubble odkrywa ekspansję Wszechświata. Dwa lata późnie Einstein odżegnuje się od członu kosmologicznego nazywając go „ i tak nie satysfakcjonującym teoretycznie”. 1967r. – rosyjski fizyk Jakow B. Zeldowicz dokonuje pierwszych oszacowań gęstości energii próżni kwantowej i odkrywa, że może ona przeciwstawiać się grawitacji. 1998 r. – dwa zespoły obserwatorów odległych supernowych, kierowanych przez Saula Perlmuttera i Briana Szmidta donoszą o odkryciu przyspieszenia ekspansji Wszechświata. Obecnie próbuje się określić przyczyny tego zjawiska.

Mapa Wszechświata w różnych skalach z użyciem jednostek świetlnych 1. Układ Ziemia- Księżyc 2. Planety wewnętrzne 3. Planety zewnętrzne

1. Najbliższe gwiazdy 2. Ramiona spiralne Galaktyki 3. Galaktyka

1. Grupa lokalna galaktyk. 2. Bliskie grupy.

1. Supergromady i pustki. 2. Obserwowalny Wszechświat.

Ściany galaktyk rozdzielone pustymi obszarami. Między gromadami galaktyk w Warkoczu Bereniki I herkulesie rozciąga się Wielki Mur galaktyczny.

Zdjęcie wykonane za pomocą teleskopu Hubble’a Zdjęcie wykonane za pomocą teleskopu Hubble’a. Widocznych jest około 2000 galaktyk.

Literatura Andrew Liddle „ Wprowadzenie do kosmologii współczesnej” Robert Burnham, A. Dyer, J. Kanipe „ Astronomia” 3. Lawrene M. Krauss, Michael s. Turner „Kosmiczna zagadka”, Świat Nauki, X 2004 .