R - ITME
R - ITME
R - ITME
Create successful ePaper yourself
Turn your PDF publications into a flip-book with our unique Google optimized e-Paper software.
Wielki Wybuch<br />
początek wszystkiego?<br />
Piotr Decowski<br />
Smith College<br />
23 Luty 2011
Nieskończony i wieczny<br />
Wszechświat<br />
2R<br />
Wszechświat musi być<br />
V ~ R 3<br />
albo skończony<br />
albo musi mieć początek R L ~ 1/R 2<br />
albo i jedno i drugie<br />
całkowite L ~ R 3 /R 2 = R<br />
nieskończenie jasne niebo!
Wszechświat<br />
współczesny
Wykres Hubble’a<br />
Velocity–distance relation among extra-galactic nebulae.<br />
Wszechświat się rozszerza!<br />
Kirshner R P PNAS 2004;101:8-13
Widzialny Wszechświat
Nowe dane z supernowych<br />
gwiazd<br />
Ω =<br />
ρ<br />
ρ crit<br />
Najlepsze<br />
dopasowanie<br />
ρ crit<br />
= 9.2 ∗10 −27 kg/m 3<br />
Odpowiednik 5.5 protonów/m 3<br />
Wszechświat się rozszerza coraz szybciej
Opis rozszerzania<br />
Czynnik skali: a(t) [a=1 dziś]<br />
λ obs<br />
λ em<br />
=1+ z =<br />
1<br />
a(t em<br />
)<br />
definicja “przesunięcia<br />
do czerwieni” z<br />
Zatem:<br />
dz<br />
dt = − 1 a 2<br />
Ý a<br />
dt = − a2 a Ý<br />
dz = −<br />
dz<br />
H(z)(1+ z)<br />
gdzie:<br />
a<br />
H = Ý<br />
a<br />
teraz<br />
stała Hubble’a H 0 = 100 h km/s/Mpc<br />
h = 0.7 bezwymiarowy parametr<br />
Hubble’a
Opis rozszerzania cd.<br />
Z ogólnej teorii względności:<br />
całkowita gęstość (materia, promieniowanie,<br />
ciemna energia)<br />
gęstość energii próżni<br />
⎛<br />
H 2 = ⎜ a Ý ⎞ ⎟<br />
⎝ a⎠<br />
2<br />
= 8πGρ − k 3 a + 8πGρ vac<br />
2 3<br />
stała kosmologiczna<br />
krzywizna przestrzeni<br />
Dla każdej formy energii (materia, promieniowanie, ciemna energia):<br />
dE = −pdV d(a 3 ρ i<br />
) = −p i<br />
d(a 3 )<br />
Wprowadźmy definicję:<br />
w i<br />
= ρ i<br />
p i<br />
d(a 3 ρ i<br />
) = − ρ i<br />
w i<br />
d (a 3 )
Opis rozszerzania cd.cd.<br />
Rozwiązanie równania: ρ (z) ~ (1 + z) 3(1+ w i )<br />
Materia (bariony, ciemna materia): w M<br />
= 0,ρ M<br />
~ (1+ z) 3<br />
Promieniowanie:<br />
Ciemna energia:<br />
w R<br />
=1/3,ρ R<br />
~ (1+ z) 4<br />
w DE<br />
= −1,ρ DE<br />
= const<br />
ujemne ciśnienie!<br />
w = ρ p<br />
dE = −pdV = ρdV
Jak rozumieć ujemne<br />
ciśnienie?<br />
Wyciągnięcie tłoka<br />
wymaga pracy,<br />
jak to jest możliwe,<br />
że ciemna energia<br />
powoduje rozszerzanie?<br />
W ogólnej teorii wyględności pole grawitacyjne<br />
spowalniające rozszerzanie Wszechświata<br />
jest proporcjonalne do: ρ + 3p<br />
Dla ciemnej energii: −2ρ Odpychająca grawitacja!!!
Ewolucja gęstości<br />
epoka promieniowania<br />
epoka materii<br />
epoka ciemnej energii
Ekstrapolacja do początku<br />
W < -0.3 oznacza przyspieszoną<br />
ekspansję
Przyszłość
Skąd się bierze ciemna<br />
energia?<br />
Energia próżni w postaci wirtualnych cząstek?<br />
Obliczenie: wynik 10 120 za duży!!!<br />
???
Rotacja galaktyk<br />
We Wszechświecie jest znacznie więcej materii<br />
niż wynika z oszacowań ilości materii nam znanej<br />
Ciemna materia
Obserwacja ciemnej materii<br />
Widzialna materia<br />
Ciemna materia<br />
oszcowana z<br />
ogniskowania<br />
grawitacyjnego
Mikrofalowe Kosmiczne Tło<br />
(CMB)<br />
T=2.725 K
Struktura Mikrofalowego<br />
Kosmicznego Tła (CMB)<br />
η = n B<br />
= (6.14 ± 0.25) ∗10 −10<br />
n γ
Parametry kosmologiczne
Nukleosynteza
Nukleosynteza, cd.<br />
4%
Kompozycja Wszechświata<br />
Widzialny Wszechświat:<br />
???<br />
???<br />
w = −1.05 ± 0.13(stat) ± 0.09(sys)<br />
3 - 100x10 22 gwiazd<br />
w 80-ciu miliardach<br />
galaktyk tworzących<br />
gromady i supergromady<br />
0.5%<br />
Wiek: 13.8 ± 0.2Gyr
Problem<br />
Skąd się wziął nadmiar materii<br />
w stosunku do antymateriii?<br />
Konieczne jest spełnienie 3 warunków (Sacharow)<br />
Niezachowanie liczby barionowej<br />
Brak równowagi termodynamicznej<br />
Złamanie symetrii C i CP<br />
Nie wiemy jak to się dzieje
Inne Problemy<br />
Problem horyzontu<br />
Problem płaskości (k=0, gęstość krytyczna)<br />
Rozwiązanie: INFLACJA
Inflacja<br />
Kwantowe fluktuacje
Rozwój Wszechświata
Niejednorodność
Historia Wszechświata
Historia cd.
Wielki Wybuch<br />
początek wszystkiego?<br />
Czyżby?<br />
Wielki Wybuch - stan o bardzo małej entropii<br />
P = e S<br />
S ~ 1 Λ<br />
Λ ~ 10 16 GeV<br />
P ~ (10 10123 ) −1<br />
Multiwszechświat?