PARAMETRY OBSERWACYJNE W KOMOLOGII

Prezentacja na temat: "PARAMETRY OBSERWACYJNE W KOMOLOGII"— Zapis prezentacji:

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

2 Model Wielkiego Wybuchu

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

4 Prawo Hubble’a v=Hor

5 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

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

7 Obliczanie gęstości krytycznejֽρc

8 Obliczanie gęstości krytycznej w jednostkach masy Słońca i megaparsekach

9 Definicja parametru gęstości Ω
Ωo- obecna wartość parametru gęstości

10 Przekształcenie równania Friedmana do postaci zawierającej parametr gęstości Ω

11

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

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

14

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

16 Podstawiając do wzoru na parametr hamowania qo:

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

18 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

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

20

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

22 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.

23 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.

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

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

26 1. Grupa lokalna galaktyk. 2. Bliskie grupy.

27 1. Supergromady i pustki. 2. Obserwowalny Wszechświat.

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

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

30 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