Wszechświat cząstek elementarnych dla przyrodników WYKŁAD 10 Maria Krawczyk, Wydział Fizyki UW Ciemny Wszechświat 10.V. 2010 Polecam - The Dark Universe by R. Kolb (Wykłady w CERN (2008)) http://indico.cern.ch/conferencedisplay.py?confid=24743 -Monty Python - "The Universe Expanding" http://www.youtube.com/watch?v=jwvshkvf0sy&nr=1
Chaos kosmos Na początku był chaos ciemna, bezkształtna pustka wypełniona nieuformowaną materią... Słowo (gr.) kosmos oznacza porządek, harmonię lub piękno, a zarazem cały świat. Kosmologia nauka o Wszechświecie (Kosmosie) jako całości Wszechświat podlega prawom fizyki (nie ( było to oczywiste jeszcze wiek temu..) Wszechświat od powstania idei (VI w przed Chrystusem) aż do początku XX w uważany był jako całość za statyczny, czyli niezmienny w czasie Wszechświat z definicji tylko jeden. Równania opisujące go powinny mieć tylko jedno rozwiązanie - istniejący Wszechświat. Matematycznie dopuszczamy rozmaite rozwiązania obserwacja powinna odpowiedzieć, które się realizuje. Newton-jako pierwszy zauważył, że oddziaływanie kształtujace Wszechświat to grawitacja Inne oddziaływania, decydujące o o wewnętrznej budowie ciał, ciał, są są ekranowane, np. oddziaływanie e-m L. Sokołowski- Elementy kosmologii, ZamKor, Kraków 2005; M. Heller- Ewolucja kosmosu i kosmologii, PWN 1985
Cząstki a budowa Wszechświata Dotychczas zajmowaliśmy się głównie cząstkami elementarnymi i ich oddziaływaniami. Idea unifikacji oddziaływań dla bardzo dużych energii najważniejszy kierunek badań teoretycznych A co z grawitacją? Bardzo słaba dla małych energii (dużych odległości) - wzmacnia się dla dużych energii siła porównywalna do innych oddziaływań dla (masy) energii Plancka. Pełna unifikacja sił?
Unifikacja z grawitacją David Gross: The Coming Revolutions in Theoretical Physics http://www.youtube.com/watch?v=am7snulw-du&feature=channel Siła grawitacji F~ M 2 ~ E 2 i dlatego rośnie tak szybko dla dużych E
UNIFIKACJA z grawitacją a początek Wszechświata
Oddziaływanie grawitacyjne Klasycznie oddziaływanie gr. opisuje prawo Newtona Einstein w 1915-17: oddziaływanie grawitacyjne powiązał z dynamiką czasoprzestrzeni Ale kłopot z opisem kwantowym grawitacji fluktuacje czasoprzestrzeni dla skali Plancka niekontrolowane Trzeba wyjść poza teorię Einsteina, np. teoria strun. Struny powstały aby opisać oddz. silne a okazuje się, że grawitacja pojawia się automatycznie Spójna i skończona (bez nieskończoności) kwantowa teoria grawitacji
1916r Grawitacja
Wszechświat jest prosty! Model kosmologiczny Wszechświata opiera się na 4 kluczowych wynikach doświadczalnych: Prawo Hubble'a rozszerzanie się Wszechświata Obecność kosmicznego mikrofalowgo promieniowania reliktowego Duże rozpowszechnienie lekkich pierwiastków we Wszechświecie Występowanie anizotropii w promieniowaniu reliktowym, takich aby mogły się tworzyć struktury typu galaktyk, gromad, supergromad..
galaktyk Ale jak się mierzy prędkość ucieczki?
Względna zmiana długości linii Z= Δλ/λ obserwuje się z = 5! Hubble obserwował przesuniecie linii widmowych odległych galaktyk efekt Dopplera Przesunięcie linii znanych atomów (efekt Dopplera) bo względny ruch zródła i obserwatora
Kluczowa obserwacja rozszerzanie się Wszechświata Kluczowy parametr stała Hubble'a Niech odległość między galaktykami Niech odległość między galaktykami: : r(t)=r(t) r 0 prędkość oddalania się : v(t)= Ṙ(t) r 0 R(t) - uniwersalny czynnik rozszerzania się Wszechświata, r(0)=r 0 Czyli stała Hubble'a H= Ṙ(t)/R(t) t=0 oznacza chwilę obecną Ṙ(t)/R(t) tempo ekspansji Wszechświat miał początek (Wielki( Wybuch, Big Bang) Lemaitre 1923, Gamow 1848 a jego wiek wynosi 13,7 mld lat (t 0 <1/H 0 ) Dlatego nocne niebo jest ciemne - w nieskończonym i wiecznym Wszechświecie nocne niebo powinno jasno świecić!
Rozszerzajacy się Wszechświat Żadny punkt nie jest wyróżniony wszystkie się od siebie oddalają!!
Równania Friedmanna Ewolucję Wszechświata opisują rozwiązania równań Einsteina Ogólnej Teorii Względności. Dla jednorodnego i izotropowego rozkłady materii (ρ gęstość masy (energii)) równanie Friedmanna(1922) H 2 = [Ṙ(t)/R(t)] 2 = 8 πg N ρ/3 K c 2 /R 2 + Λ/3 Ustalmy Λ=0. K-parametr krzywizny Dla K= -1 model otwarty,nieograniczona ekspansja z prędkością Ṙ(t) c (dla dużych R) K= +1 ujemna krzywizna Wszechświat zamknięty (będzie się kurczyć) K=0 krzywizna zero Wszechświat płaski * dane preferują Gęstość krytyczna materii (dla K=0) gdy Wszechświat staje się zamknięty ρ c = 3Η 2 0 /(8 πg N ), parametr Ω = ρ/ρ c
Ewolucja Wszechświata Parametr Ω=ρ/ρ c
Pierwsze cząstki fundamentalne
Powstają hadrony, jądra i atomy
Ciemna materia
Wiele dowodów na istnienie ciemnej materii Pierwszy istnienie ciemnej materii zaproponował szwajcarski astronom, Fritz Zwicky, 1933. W gromadzie galaktyk w gwiazdozbiorze Warkocz Bereniki galaktyki poruszają się ze zbyt dużymi prędkościami. Coś je napędza. Ale co? Skoro materia ta nie oddziałuje elektromagnetycznie, nie emituje ani pochłania fal elektromagnetycznych w żadnym zakresie, nie świeci a więc jest ciemna Ciemna materia Paweł F. Góra FOTON 103 (2008) nazwa.
Soczewkowanie grawitacyjne
Kosmiczna kolizja - 2006 Zderzenie materii kosmicznej (dwóch gromad galaktyk) część materii przeszła jak duch bez oddziaływania.. http://www.astronomia.pl/wiadomosci/index.php?id=1691
Kosmiczna kolizja cd Kolor czerwony gorący gaz, ta materia zachowuje się normalnie
Gromada galaktyk Pocisk http://chandra.harvard.edu/photo/2006/1e0657/animations.html#1e0657_bullett_anim
Kosmiczna kolizja cd
Kosmiczna kolizja cd
Kosmiczna kolizja rozkład materii po zderzeniu
Dziś Skład Wszechświata
Cząstki-kosmologia-astrofizyka (ang. astroparticle physics lub particle astrophysics)
Precyzyjne pomiary kosmologiczne Już w 1915
Promieniowanie reliktowe Ślad po Wielkim Wybuchu w postaci promieniowania reliktowego- fotonowa ognista kula, która w wyniku ekspansji schładza się do temperatury kilku Kelwinów (idea Gamowa 1948) Odkrycie w 1965r (Penzias i Wilson) izotropowego mikrofalowego promieniowanie tła (reliktu po Wielkim Wybuchu) - rozkład widma jak dla ciała doskonale czarnego o temperaturze T=2.73 K. Rozkłąd kątowy nie jest idealnie izotropowy- anizotropia rządu 10-5 związane z fluktuacjami gęstości materii. Takie muszą być, aby zapoczątkować tworzenie się struktur (gwiazd, galaktyk..) we wczesnym Wszechświecie
Niebo reliktowe Różnice temperatur: kolor niebieski niższa,czerwony - wyższa w pomiarach satelitów COBE (1989) i WMAP (2001). Planck (14 maja 2009) - pomiar anizotropii kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła z dokładnością do ΔT/T = 2 10 6 i rozdzielczością 5 minut kątowych.
Lars Bergstrom, Warsaw 2009
Fizyka cząstek elementarnych badania na trzech frontach
Pytania do wykładu 10 10.01 Jak Ci się podoba filmik Monty Pythona o rozszerzającym się Wszechświecie? Czy liczby tam podawane są sensowne? 10.02 Czego dotyczy prawo Hubble'a? 10.03 Ile wynosi dzisiejsza wartość stałej Hubble'a? 10.04 Czy prawdą jest że stała Hubble'a opisuje tempo ekspansji Wszechświata? 10.05 Ile wynosi wiek Wszechświata? 10.06 Czy nasz Wszechświat jest płaski? 10.07 Ile wynosi wkład ciemnej materii do parametru Ω? 10.08 Kiedy powstają jądra atomowe? A atomy? 10.09 Kto i kiedy jako pierwszy wprowadził ideę ciemnej materii? 10.10 Czy soczewkowanie grawitacyjne pomaga w poszukiwaniu ciemnej materii? 10.11 Czy więcej dzisiaj jest ciemnej energii czy ciemnej materii? (Chodzi o wkład do parametru Ω)