Jak powstał Wszechświat?

Jak powstał Wszechświat?
Wydział Filozofii i Socjologii UMCS Jak powstał Wszechświat? Andrzej Łukasik Instytut Filozofii UMCS VIII Lubelski Festiwal Nauki

2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej
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-Skłodowskiej

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-Skłodowskiej

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-Skłodowskiej

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

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

Rozkład mas zakrzywia czasoprzestrzeń

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-Skłodowskiej

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-Skłodowskiej

Prawo Hubble’a v = H0 r v - prędkość, r – odległość, H0 = 73 km/s/Mpc - stała Hubble’a (1pc = 3,2616 roku świetlnego); 1 Mpc = 106 pc Uwaga: ucieczka galaktyk a zasada kosmologiczna – galaktyki oddalają się od siebie nawzajem (Ziemia nie jest wyróżnionym punktem) 2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej

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-Skłodowskiej

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-Skłodowskiej

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-Skłodowskiej

Modele Friedmana 2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej

To, który scenariusz odpowiada rzeczywistości zależy od gęstości materii we wszechświecie (10-29 g/cm3 – ok. 1 atom H na m3) 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). 2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej

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/cm3 i T = 1033 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-Skłodowskiej

„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. 15 2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej

2. Era hadronowa (od czasu Plancka t = 10-43 s do t = 10-4 s)
t = s – oddziela się silne oddziaływanie jądrowe t = s, T = 1015 – oddziaływanie elektrosłabe rozpada się na elektromagnetyczne i słabe (odtąd istnieją 4 odrębne oddziaływania) t = 10-6 s, T = 1013 – z kwarków powstają hadrony (proton, neutron, piony…) i antyhadrony t = 10-4 s – anihilacja hadronów w promieniowanie (E = mc2) Pozostaje niewielka nadwyżka hadronów nad antyhadronami (stanowi obecnie całą materię, która wypełnia Wszechświat) 2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej

Inflacja (od t = 10-35 s do t = 10-32 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 1030 (lub 1050) razy (sto milionów miliardów miliardów razy), czyli tyle ile w ciągu pozostałej 13,7 mld lat trwającej ewolucji 2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej

3. Era leptonowa (od t = 10-4 s do t = 10 s)
t = 10-4 s, T = 1012 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/cm3, T= 2 K) 2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej

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 = 104 – rekombinacja: powstają pierwsze atomy H (75%) i He (25%) 2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej

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. 26 2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej

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-Skłodowskiej

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 2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej

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 km3 na rok; 1 atom wodoru na m3 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. 2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej

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-Skłodowskiej

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-Skłodowskiej

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. 2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej

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-Skłodowskiej

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. 2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej

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-Skłodowskiej

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. 2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej

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-Skłodowskiej

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-Skłodowskiej

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

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-Skłodowskiej

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-Skłodowskiej

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-Skłodowskiej

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

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. 2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej

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: - h1: modyfikacja teorii Newtona (odpychanie grawitacyjne) - h2: w nieskończonym Wszechświecie nie istnieje wyróżnione centrum (ale wówczas pozostaje paradoks Olbersa) - h2 nie jest poprawna: w nieskończonym Wszechświecie każdy punkt może być uznany za centrum 2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej

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-Skłodowskiej

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

Jak powstał Wszechświat?

Podobne prezentacje

Prezentacja na temat: "Jak powstał Wszechświat?"— Zapis prezentacji:

Podobne prezentacje

О projekcie

Zwrotny adres

Wejść

Zaloguj się poprzez sieć społeczną:

Jak powstał Wszechświat?

Podobne prezentacje

Prezentacja na temat: "Jak powstał Wszechświat?"— Zapis prezentacji:

Podobne prezentacje

О projekcie

Zwrotny adres