Początki Wszechświata

Prezentacja na temat: "Początki Wszechświata"— Zapis prezentacji:

1 Początki Wszechświata
Krystyna Wosińska

2 Droga Mleczna – nasza Galaktyka

3 Inne galaktyki... Galaktyki sfotografowane przez Kosmiczny Teleskop Hubble’a skierowany na „pusty” obszar nieba w Wielkiej Niedźwiedzicy.

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

5 Równanie Friedmana opisujące globalną ewolucję Wszechświata
Podstawy teoretyczne Ogólna teoria względności (1917) Równanie Friedmana opisujące globalną ewolucję Wszechświata H - stała Hubble’a (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)

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

7 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!

8 Era Plancka 10-44 s Temperatura 1032 K
Dwie cząstki punktowe o masach równych masie Plancka i oddalone o długość Plancka: grawitacyjna energia potencjalna masa spoczynkowa Masa Plancka: Długość Plancka:

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

10 Każdej cząstce odpowiada antycząstka
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 cząstki przenoszące oddziaływania Każdej cząstce odpowiada antycząstka

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

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

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

14 Oddziaływania elektrosłabe
Małe odległości (10-18 m)  wielkie energie  Oddziaływania słabe i elektromagnetyczne porównywalne. Większe odległości (3•10-17 m)  Oddziaływanie słabe jest 10-4 razy mniejsze niż elektromagnetyczne

15 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.

16 Oddziaływania Literatura:
grawit. elektrosłabe silne (kolorowe) grawiton (?) masa [GeV] ładunek γ W+ W- Zo g - gluon superoktet SU(3) 8 stanów koloru Literatura: L. Lederman „Boska cząstka”

17 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!

18 Teoria Wielkiej Unifikacji
GUT – Grand Unified Theory Tuż po erze Plancka przy temperaturach powyżej 1028 K (EGUT = 1016 GeV) Wszechświat wypełniała mieszanina kwarków, leptonów oraz cząstek przenoszących oddziaływania — fotonów, bozonów W i Z oraz gluonów. Nierozróżnialne oddziaływania (nośniki) są w równowadze z materią i antymaterią. Przykład: Oddziaływania elektro-magnetyczne, słabe i silne są nierozróżnialne. GUT wymaga istnienia dodatkowych nośników oddziaływań – 12 bozonów (i antybozonów) X ( )

19 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 = nb/nγ ≤ 10-9 Jak to wytłumaczyć?

20 Bozony X i Y Ładunek = 1/3 i 4/3 Ładunek kolorowy R, G, B
Ładunek leptonowy Masa  1016 GeV Leptokwarki Bozony X w oddziaływaniach z kwarkami (q) i leptonami (l) mogą powodować przemiany kwarku w antykwark (i odwrotnie) oraz kwarku w lepton (i odwrotnie).    ”Przy temperaturach GUT (1028 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

21 Bozony X Rozpady bozonów X:

22 Bozony X Przy temperaturach T > 1028 K pary X + anty-X powstają i anihilują zupełnie symetrycznie. Gdy jednak temperatura spada poniżej 1027 K, kreacja i anihilacja par staje się coraz mniej prawdopodobna, wzrasta zaś szansa spontanicznego rozpadu. Prawdopodobieństwa różnych kanałów rozpadów mogą być różne: X p1 p2 1-p2 X 1-p1 Jeśli p1 = p2, to po rozpadach pozostaną równe ilości kwarków i antykwarków oraz leptonów i antyleptonów. Jeśli p1  p2, to pozostanie pewna nadwyżka materii nad antymaterią.

23 Bozony X Różnica p1 i p2 rzędu 10-9 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

24 Teoria inflacji Problemy, które trzeba wyjaśnić: Problem horyzontu
Problem płaskości Wszechświata

25 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 ? 13,7 mld lat świetlnych 3·1027 cm Horyzont można też zdefiniować podstawiając do prawa Hubble’a maksymalną prędkość ucieczki galaktyk równą prędkości światła:

26 Problem horyzontu 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/ A B Nasza galaktyka Punkty A i B nie mogły ze sobą oddziaływać od początku istnienia Wszechświata, więc skąd ta jednorodność...?

27 Obecny horyzont zdarzeń
Problem horyzontu T = 3·1028 K Ekspansja o czynnik 1028 3 mm Wiek = s T = 3K 3·1028 mm Obecny horyzont zdarzeń Wiek = 1017 s Horyzont zdarzeń 3·10-25 cm W wieku s Wszechświat składał się z ogromnej liczby niezależnych, rozdzielonych obszarów? Sprzeczność z obserwowaną jednorodnością!

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

29 Problem płaskości Wszechświata
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?

30 Wszechświat inflacyjny
Po upływie czasu Plancka Wszechświat o temperaturze 1014 GeV podlegał Wielkiej Unifikacji Oddziaływań (oddziaływania silne, słabe i elektromagnetyczne nie różniły się). Wszechświat zawierał obszary „fałszywej próżni” wypełnione ogromną energią. „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!

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

32 Wszechświat inflacyjny Jak powiększył się w tym czasie Wszechświat?
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!

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

34 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.

35 Wszechświat inflacyjny
Rozwiązanie problemu jednorodności Wszechświata: 3·1027cm 3·10-25 cm przyspieszona ekspansja Obserwowalny Wszechświat powstał z bardzo małego jednorodnego obszaru.

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

37 Historia Wszechświata
Temperatura 1027 K Materia w postaci plazmy kwarkowo-gluonowej. Wszechświat wypełniają swobodne kwarki, gluony, leptony, bozony W i Z, fotony, które oddziaływują ze sobą. Oddziaływanie silne oddziela się od oddziaływania elektrosłabego. Od tej chwili oddziaływania te znacznie różnią się wielkością.

38 Era hadronowa 10-9 s Temperatura 1015 K (250 GeV)
Kwarki łączą w hadrony, które są cząstkami relatywistycznymi. Kreacja i anihilacja par hadronów jest w równowadze. Hadrony, leptony i nośniki oddziaływań (fotony, bozony W i Z) są w równowadze termodynamicznej. Oddziaływanie słabe oddziela się od elektromagnetycznego.

39 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 < 1012 K także protony i neutrony przestają być cząstkami relatywistycznymi. Jednocześnie zaczyna się przewaga procesów anihilacji tych cząstek nad kreacją par.

40 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.

41 Era leptonowa 10-4 s Temperatura 1011 K (10 MeV)
Leptony (także neutrina) są w równowadze termodynamicznej z promieniowaniem. 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. Liczba leptonów równa liczbie fotonów 

42 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 = 6109 K Temperatura w środku Słońca T = 15106 K

43 Era leptonowa Powstało tło neutrinowe
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. Neutrina utraciły równowagę termodynamiczną z innymi cząstkami. Trudno je wykryć doświadczalnie! Powstało tło neutrinowe

44 Era leptonowa W 14 sekundzie temperatura spadła do 3109 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.

45 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.

46 Nukleosynteza 1 s Temperatura  1010 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.

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

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

49 Nukleosynteza Nukleosynteza kończy się po około 3 minutach.
Dla kolejnych reakcji, jak np. cykl 34He → 12C + γ jest już „za zimno”. Wszechświat rozszerzając się ostygł do T  108 K Po dalszych kilku tysiącach sekund radioaktywny tryt stopniowo rozpada się na 3He, zaś 7Be przez wychwyt elektronu przekształca się w 7Li. Ustaliła się zasadnicza obfitość helu we Wszechświecie w ilości: (22% - 24%) masy wodoru stanowi masa 4He

50 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.

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

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

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

54 Era dominacji promieniowania
Gęstość energii promieniowania: Obecna wartość (T = 2,73 K): u  g/cm3 Szacowana z obserwacji gęstość materii barionowej: ub  510-31 g/cm3 (prawie jeden atom na m3). Obecnie materia dominuje nad promieniowaniem i decyduje o geometrii i tempie ekspansji.

55 Era dominacji promieniowania
Gęstość promieniowania Gęstość materii barionowej Stosunek gęstości materii barionowej do gęstości promieniowania zmienia się wraz z rozmiarem Wszechświata: Obecnie wynosi 104, kiedy Wszechświat był 104 razy mniejszy ub i u były równe. Do tej chwili trwała era dominacji promieniowania

56 Era dominacji promieniowania
Era dominacji promieniowania – gęstość energii promieniowania jest większa niż gęstość materii barionowej (uγ > ub) Rozpoczyna się, gdy wiek Wszechświata wynosi kilkanaście minut (od Wielkiego Wybuchu) przy temperaturze T ≈ 109 K Trwa kilka tysięcy lat, gdy w trakcie ekspansji temperatura spadnie do około 3104 K.

57 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. Materia nie ma wpływu na promieniowanie - promieniowanie reliktowe Od tej chwili temperatura promieniowania maleje wraz z ekspansją Wszechświata: Obecna wartość T = 2,73 K

58 Promieniowanie reliktowe
Energia fotonu: Średnia energia fotonu zależy od temperatury: Średnia energia fotonu maleje wraz z temperaturą Długość fali fotonu rośnie temperatura 2,73 K 3000 K

59 Promieniowanie reliktowe
W 1964 r. Arno Penzias i Robert Wilson odkryli promieniowanie tła. 1992 r. sonda kosmiczna COBE Widmo promieniowania tła zgadza się z widmem promieniowania ciała doskonale czarnego. Wyniki COBE T = (2,7250,002) K 2001 r. sonda kosmiczna WMAP (Wilkinson Microwave Anizotropy Probe)

60 Promieniowanie reliktowe

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

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

63 Eksperyment WMAP

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

65 Eksperyment WMAP W chwili przed rozpoczęciem inflacji:
t = s, kT  1014 GeV Maksymalna odległość między punktami połączonymi przyczynowo: ct  m Świat Nauki Zasada nieoznaczoności spowoduje wystąpienie różnic temperatury rzędu: Fluktuacje temperatury i gęstości:

66 Eksperyment WMAP Rozmiary te zależą od geometrii Wszechświata. płaski
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. płaski zamknięty otwarty

67 Wszechświat jest płaski!
Eksperyment WMAP Precyzyjny pomiar korelacji kątowych w promieniowaniu tła umożliwił jednoczesne dopasowanie wielu parametrów. Dominują fluktuacje o rozmiarach kątowych rzędu 0,80. Wszechświat jest płaski! Porównanie amplitud maksimów pozwala oszacować ilość ciemnej materii we Wszechświecie.

68 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:

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

70 Eksperyment Planck Planowany na rok 2007 dostarczy jeszcze dokładniejszych danych o promieniowaniu reliktowym: Mapa promieniowania z rozdzielczością minut kątowych z dokładnością do 10-6 K Polaryzacja promieniowania – test teorii inflacji.

71

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

73 Promieniowanie reliktowe
grawitacja oddz. silne oddz. słabe elektromagnetyzm Temperatura (K) 1038 1028 1015 1013 109 103 Czas (s) 10-43 10-35 10-11 10-6 102 Promieniowanie reliktowe Nukleosynteza Gęstość jądrowa Unifikacja oddz. elektrosłabych Plazma kwarkowo-gluonowa Inflacja Wielka unifikacja Kwantowa grawitacja?