[C [ Z.. 1 ]

Transkrypt

1 [CZ. 1]

2 ZALEDWIE OD STU LAT WIEMY O ISTNIENIU WE WSZECHŚWIECIE WIECIE WIELKICH STRUKTUR (SKUPISK MATERII) ZWANYCH GALAKTYKAMI. ODLEGŁOŚCI MIĘDZYGALAKTYCZNE WYRAśA A SIĘ W WIELU MILIONACH LAT ŚWIETLNYCH

3 Spróbujmy więc poznać bliŝej wielkoskalową strukturę oraz ewolucję WSZECHŚWIATA tak jak je dziś postrzegamy. Zajmuje się tym KOSMOLOGIA.

4 Kosmologia zajmuje się strukturą i ewolucją Wszechświata jako całości. ci. Jest to dziedzina interdyscyplinarna na pograniczu astronomii, fizyki, matematyki a takŝe e filozofii.

5 Podstawowe pytania, na które kosmologia miała a dać odpowiedź: Czy Wszechświat jest przestrzennie skończony czy nieskończony? Czy Wszechświat jest skończony czy nieskończony w czasie (czy miał jakiś początek i czy będzie b jakiś koniec jego trwania)? Czy Wszechświat jako całość jest statyczny (niezmienny) czy teŝ podlega jakiejś ewolucji?

6 PRÓBY ODPOWIEDZI NA POPRZEDNIE PYTANIA FORMUŁOWANE W JĘZYKU FIZYKI NEWTONOWS- KIEJ PROWADZIŁY DO RÓśNYCH PARADOKSÓW. Np. jeśli Wszechświat zajmuje skończony obszar przestrzeni to: (a) dlaczego cała a materia (wszystkie gwiazdy) z tego skończonego Wszechświata nie spadną przyciągni gnięte grawitacyjnie na jego centrum (środek( masy), (b) co jest tam dalej za tym obszarem? A co jest tutaj na zewnątrz? WSZECHŚWIAT WIAT

7 PRÓBY ODPOWIEDZI NA POPRZEDNIE PYTANIA FORMUŁOWANE W JĘZYKU FIZYKI NEWTONOWS- KIEJ PROWADZIŁY DO RÓśNYCH PARADOKSÓW. Np. jeśli Wszechświat zajmuje skończony obszar przestrzeni to: (a) dlaczego cała a materia (wszystkie gwiazdy) z tego skończonego Wszechświata nie spadną przyciągni gnięte grawitacyjnie na jego centrum (środek( masy), (b) co jest tam dalej za tym obszarem? A co jest tutaj na zewnątrz? WSZECHŚWIAT WIAT TUTAJ JEST PIEKŁO O DLA TYCH CO ZADAJĄ TAKIE GŁUPIE G PYTANIA!!!

8 PRÓBY ODPOWIEDZI NA POPRZEDNIE PYTANIA FORMUŁOWANE W JĘZYKU FIZYKI NEWTONOWS- KIEJ PROWADZIŁY DO RÓśNYCH PARADOKSÓW. Jeśli zaś Wszechświat jest przestrzennie nieskończony to dlaczego, mimo nieskończonej liczby gwiazd nocne niebo jest ciemne zamiast świecić jak powierzchnia gwiazdy?

9 WIELE INFORMACJI O OBIEKTACH KOSMICZNYCH DOSTARCZA ANALIZA ICH WIDM, ZWŁASZCZA LINIE ABSORPCYJNE PIERWIASTKÓW. W.

10 CHARAKTERYSTYCZNE LINIE WIDMOWE WODORU TZW. SERIA BALMERA. KAśDY PIERWIASTEK MA CHARAKTERYSTYCZNY DLA SIEBIE ZBIÓR LINII WIDMOWYCH O DOBRZE ZNANYCH DŁUGOD UGOŚCIACH FALI ZA POMOCĄ SPEKTROGRAFU WSPÓŁPRACUJĄCEGO Z TELESKOPEM ROBI SIĘ WIDMA OBIEKTÓW KOSMICZNYCH I IDENTYFIKUJE W NICH LINIE WIDMOWE PIERWIASTKÓW. (PRZYKŁADOWE WIDMO GWIAZDY)

11 HISTORII CIĄG DALSZY EINSTEIN FORMUŁUJE SWOJĄ OGÓLNĄ TEORIĘ WZGLĘDNOŚCI I NA JEJ BAZIE PIERWSZY - TZW. STATYCZNY MODEL KOSMOLOGICZNY FRIEDMAN ZNAJDUJE DYNAMICZNE (DOPUSZCZAJĄCE EKSPANSJĘ) ROZWIĄZA- NIA KOSMOLOGICZNE. EINSTEIN POCZĄTKOWO TRAKTUJE Z NIE- CHĘCIĄ WYNIK FRIEDMANA.

12 ODKRYCIE HUBBLE A A (1929) Hubble zauwaŝył, Ŝe e linie widmowe pierwiastków w w widmach galaktyk sąs przesunięte względem laboratoryjnych długości fali w stronę fal dłuŝszych. d Wielkość tego przesunięcia ( redshift( redshift ) definiujemy: z : = λ obs λ λ lab lab = λ Okazało się ono wprost proporcjonalne do odległości r do badanej galaktyki λ lab

13 ODKRYCIE HUBBLE A (c.d.) Przesunięcie to zinterpretowano jako efekt Dopplera czyli jako oddalanie się galaktyk od nas. Dla małych przesunięć (z<0.15) stosować moŝna nie relatywistyczny wzór Dopplera: z = λ λ Przy większych wartościach przesunięć naleŝy stosować pełny relatywistyczny wzór: z = vr 1 + c v 1 c lab = v c

14 ODKRYCIE HUBBLE A (c.d.) Przesunięcie to zinterpretowano jako efekt Dopplera czyli jako oddalanie się galaktyk od nas. Ch. Doppler

15 ILUSTRACJA PRZESUNIĘCIA LINII ABSORPCYJNYCH W WIDMACH ODDALAJĄCYCH SIĘ OBIEKTÓW Z = 0.25 Z = 0.05 Z = 0.02 Z <

16 REZULTAT PRACY HUBBLE A (1929) E. Hubble Dane obserwacyjne Hubble a były mało dokładne a rezultat miał charakter bardziej jakościowy niŝ ilościowy.

17 E. HUBBLE SFORMUŁOWA OWAŁ SWOJE SŁYNNE S PRAWO KOSMOLOGICZNEJ EKSPANSJI W 1929r : GALAKTYKI ODDALAJĄ SIĘ WZAJEMNIE OD SIEBIE Z PRĘDKO DKOŚCIĄ V GPROPORCJONALNĄ DO ODLEGŁOŚCI d MIĘDZY NIMI, CZYLI: v = H*d współczynnik proporcjonalności H nazwano stałą Hubble a Jak zobaczymy później, p wielkość H nie jest stała a lecz zmienia się w kosmologicznej skali czasu czyli H = H(t)). PRAWO HUBBLE A WEDŁUG DZISIEJSZYCH PDANYCH OBSERWACYJNYCH

18

19 PRAWO HUBBLE A A [c.d.] Z formuły Hubble a V = H*r wynika, Ŝe e parametr H = V/r ma wymiar [(m/s)/m] = [1/s]. W takim razie odwrotność parametru Hubble a - 1/H ma wymiar czasu [s] i jest co do rzędu wielkości równa wiekowi Wszechświata wiata. Według obecnych danych obserwacyjnych wartość parametru H pozwala oszacować wiek Wszechświata na ok. 14 (+/-1) mld.. lat.

20 PRAWO HUBBLE A [c.d.] Odległość r(t) między dwoma punktami (galaktykami) we PRAWO Wszechświecie HUBBLE A moŝna zapisać A r(t) [c.d.] = rˆ R(t) gdzie rˆ = 1 to wektor jednostkowy zaś R(t) to tzw. mnoŝnik nik skalujący. r(t) = rˆ R(t)

21 PRAWO HUBBLE A [c.d.] Odległość r(t) między dwoma punktami (galaktykami) we PRAWO Wszechświecie HUBBLE A moŝna zapisać A r(t) [c.d.] = rˆ R(t) gdzie rˆ = 1 to wektor jednostkowy zaś R(t) to tzw. mnoŝnik nik skalujący. Po czasie t odległość zwiększy się na skutek ekspansji i będzie: b r'(t + t) = rˆ R(t + r(t) = rˆ R(t) t) r

22 PRAWO HUBBLE A [c.d.] Odległość r(t) między dwoma punktami (galaktykami) we PRAWO Wszechświecie HUBBLE A moŝna zapisać A r(t) [c.d.] = rˆ R(t) gdzie rˆ = 1 to wektor jednostkowy zaś R(t) to tzw. mnoŝnik nik skalujący. r' r r(t) = rˆ R(t) R(t + t) R' = = r(t) = rˆ R(t) R(t) R Po czasie t odległość zwiększy się na skutek ekspansji i będzie: b r'(t + t) = rˆ R(t + t) Napiszmy proporcję: r' r = R(t + t) R(t) = R' R r' = r r R(t + t) R(t)

23 PRAWO HUBBLE A A [c.d.] Zmiana odległości między obiektami: r = r' r = r R(t + t) R(t) R(t) = r zaś tempo wzajemnego oddalania się V = r t = 1 R R t r R R Porównuj wnując c z obserwacyjnie otrzymanym prawem V = H*r widać, Ŝe e tzw. stała Hubble a jest jednak H(t) = 1 R(t) R t funkcją czasu

24 PODSTAWOWE RÓWNANIE R KOSMOLOGII OPISUJE ONO MOśLIWE LOSY EKSPANSJI KOSMOLOGICZNEJ CZYLI WIELKOŚĆ H 2 ŚĆ R(t). 8πGρ 3 = kc R 2 2 (*) H(t) = 1 R(t) R t gdzie k = 0 lub +1 lub -11 w zaleŝno ności od znaku lewej strony równania. r PRZEBIEG EKSPANSJI ZALEśY Y OD: ŚREDNIEJ GĘSTOG STOŚCI MATERII WE WSZECHŚWIECIE; WIECIE; WARTOŚCI PARAMETRU HUBBLE A H(t) ). PIERWSZE DYNAMICZNE ROZWIĄZANIA ZANIA KOSMOLOGICZNE ZOSTAŁY Y ZNALEZIONE PRZEZ FRIEDMANA.

25 MODELE KOSMOLOGICZNE Z równania r (*) widać, Ŝe e przebieg funkcji R(t) zaleŝy y od średniej gęstog stości materii we Wszechświecie - ρ.. Istnieje wartość krytyczna - ρ = ρ c przy której lewa strona równania (*) równa się zero (przypadek k = 0). Stąd ρ c = ρ > ρ c 8πGρ H 2 = 3 Pozostałe e dwie moŝliwo liwości to (k = +1) oraz (k = -1). ρ < ρ c 3H 2 8πG 0 Graficzne przedstawienie zaleŝno ności R(t) na następnym slajdzie.

26 MODELE KOSMOLOGICZNE FRIEDMANA TRZY MOśLIWE PRZYSZŁE E LOSY WSZECHŚWIATA WIATA I EKSPANSJI KOSMOLOGICZNEJ

27 MODELE KOSMOLOGICZNE a globalna geometria Wszechświata [1] ρ = ρ c ρ > ρc ρ < ρc

28 MODELE KOSMOLOGICZNE a globalna geometria Wszechświata [2] R(t) k = -1 R(t) t k = 0 R(t) t k = +1 t

29

30

31

32 MODELE KOSMOLOGICZNE -WNIOSKI Obserwowana ekspansja kosmologiczna wygląda tak samo z kaŝdego miejsca we Wszechświecie. Nie znajdujemy się w Ŝadnym wyróŝnionym punkcie (środku),( od którego inne galaktyki oddalają się (zasada kosmologiczna). Ekspansja kosmologiczna nie polega na ruchu galaktyk w przestrzeni. Jest ona raczej rozdymaniem się samej przes- trzeni i na skutek tego rozdymania zwiększaj kszają się wzajemne odległości między galaktykami. (uwaga - same galaktyki, gwiazdy, planety itp.. nie rozdymają się na skutek tej ekspansji).

33 MODELE KOSMOLOGICZNE -WNIOSKI [c.d] Ekspansja Wszechświata miała a swój j początek w czasie. Nazwano ten moment (niezbyt fortunnie) Wielkim Wybuchem. Tzw. Wielki Wybuch nie zaszedł w jakimś konkretnym miejscu istniejącej wcześniej przestrzeni. Wielki Wybuch niejako generuje powstanie samej przestrzeni i czasu a takŝe e materii wypełniaj niającej przestrzeń oraz inicjuje ekspansję kosmologiczną.

34 Skoro kosmologiczna ekspansja miała początek przed ok. 14 mld. Lat to spróbuj buj- my w wyobraźni puści cić ten film wstecz i prześledzi ledzić (według dzisiejszej wiedzy) wczesne etapy ewolucji Wszechświata. BĘDZIE TO TEMATEM DRUGIEJ CZĘŚ ĘŚCI NASZYCH ROZWAśAŃ.

35 J. SIKORSKI, IFD UNIWERSYTET GDAŃSKI