Loading presentation...

Present Remotely

Send the link below via email or IM

Copy

Present to your audience

Start remote presentation

  • Invited audience members will follow you as you navigate and present
  • People invited to a presentation do not need a Prezi account
  • This link expires 10 minutes after you close the presentation
  • A maximum of 30 users can follow your presentation
  • Learn more about this feature in our knowledge base article

Do you really want to delete this prezi?

Neither you, nor the coeditors you shared it with will be able to recover it again.

DeleteCancel

Cosmology

description
by

Boris Lacsny

on 22 October 2010

Comments (0)

Please log in to add your comment.

Report abuse

Transcript of Cosmology

Kozmológia
Časť fyziky zaoberajúca sa vznikom a vývijom vesmíru ako celku.
Ranný vesmír
Big Bang
V roku 1927 bol belgický kňaz Georges Lemaître prvým, kto predložil návrh, že vesmír sa začal „výbuchom prehistorického atómu“. Skôr, v roku 1918, zmeral štrasburský astronóm Carl Wilhelm Wirtz systematický červený posun niektorých „hmlovín“, ktorý nazval „K-korekcia“; nebol si však vedomý kozmologických dôsledkov, ani toho, že údajné hmloviny boli v skutočnosti galaxie mimo našej Mliečnej cesty. (wikipedia)
Einsteinova všeobecná teória relativity, ktorá sa v tej dobe rozvíjala, nedovoľovala statické riešenia (to znamená, že vesmír sa musel buď rozpínať alebo scvrkávať). Tento výsledok považoval sám Einstein za chybný a snažil sa ho opraviť pridaním kozmologickej konštanty. Aplikovanie všeobecnej teórie relativity sa podarilo Alexanderovi Friedmanovi, ktorého rovnice opisujú Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker-ov vesmír.
V roku 1929 našiel Edwin Hubble experimentálne dôkazy, ktorými odôvodnil Lemaîtreovu teóriu. Hubble tiež v roku 1913 zistil, že galaxie sa od seba vzďaľujú. Použitím meraní červeného posunu Hubble zistil, že ďaleké galaxie sa vzďaľujú vo všetkých smeroch rýchlosťami (vzhľadom na Zem) priamo úmernými od ich vzdialenosti, čo je známe ako Hubbleov zákon.
Keďže galaxie sa vzďaľovali, naznačilo to dve rôzne možnosti. Prvá z nich, vytvorená a obhajovaná Georgeom Gamowom bola, že vesmír začal v konečnom čase v minulosti a odvtedy sa neustále rozpína. Druhou bol model steady state („nemenného stavu“), vypracovaný Fredom Hoyleom. Podľa tohto modelu by sa pri vzďaľovaní galaxií tvorila nová hmota a vesmír by v ľubovoľnom bode času vyzeral tak isto. Po niekoľko rokov boli obe tieto protichodné teórie podporované rovnakou mierou.
Avšak v prechodnom období priniesli údaje z pozorovaní dôkazy, ktoré dodali zdrvujúcu podporu práve teórii Veľkého tresku, ktorá sa od polovice 60. rokov 20. storočia považuje za najlepšiu dostupnú teóriu vzniku a vývinu vesmíru. Prakticky všetka teoretická práca v kozmológii zahŕňa rozširovanie a vylepšovanie základnej teórie Veľkého tresku. Veľká časť tejto práce sa zameriava na porozumenie ako sa v kontexte Veľkého tresku formujú galaxie, porozumenie toho, čo sa pri Veľkom tresku stalo a zlučovanie pozorovaní s teóriou.
Ku koncu 90. rokov 20. storočia a na začiatku 21. storočia sa dosiahol veľký pokrok v teórii vďaka dôležitému pokroku v technológii ďalekohľadov v spojení s obrovským množstvom satelitných údajov napr. zo satelitov COBE a WMAP. Tieto údaje umožnili astronómom spočítať mnoho parametrov Veľkého tresku s lepšou presnosťou a poskytli dôležité neočakávané zistenie, podľa ktorého sa rozpínanie vesmíru zrýchľuje.
Vek vesmíru je 13,65 ± 0,2 miliardy rokov
Štandardné problémy
Problém horizontu vychádza z predpokladu, že informácie nemôžu cestovať rýchlejšie ako svetlo, a tak dve oblasti vesmíru,
vzdialené od seba viac ako je rýchlosť svetla vynásobená vekom vesmíru, nemôžu byť v kauzálnom (príčinnom) kontakte. Pozorovaná izotropia
kozmického mikrovlnného pozadia je z tohto ohľadu problematická, pretože veľkosť horizontu v tom čase zodpovedá veľkosti približne 2 stupňov na oblohe. Ak mal vesmír tú istú históriu rozpínania od Planckovej epochy, neexistuje žiaden mechanizmus, ktorý by umožnil, aby mali tieto regióny rovnakú teplotu.

Táto zdanlivá rozporuplnosť je vyriešená inflačnou teóriou, v ktorej homogénne a izotropné skalárne energetické pole dominuje vesmíru v čase 10-35 sekundy po Planckovej epoche. Počas inflácie prekoná vesmír exponenciálnu expanziu a oblasti v kauzálnom kontakte sa rozpínajú cez vzájomné horizonty. Heisenbergov princíp neurčitosti predpovedá, že počas inflačnej fázy budú existovať kvantové termálne fluktuácie, ktoré budú zväčšené až do kozmickej veľkosti. Tieto fluktuácie slúžia ako zárodky všetkých súčasných štruktúr vo vesmíre. Po inflácii sa vesmír rozpína podľa Hubbleovho zákona a oblasti, ktoré neboli v kauzálnom kontakte, sa vrátia späť na horizont. To vysvetľuje pozorovanú izotropiu kozmického mikrovlnného žiarenia. Inflácia predpovedala, že prvotné fluktuácie sú takmer veľkostné invarianty (t.j. nezávisia od veľkosti), čo bolo presne potvrdené meraniami mikrovlnného kozmického žiarenia.
Problém horizontu
Problém plochosti je problém vychádzajúci z pozorovaní, ktorý vznikol z uváženia geometrie vesmíru spojenej s Friedmann-Lemaître-Robertson-Walkerovho metrického systému. Vo všeobecnosti, vesmír môže mať tri odlišné typy geometrií: hyperbolickú geometriu, Euklidovskú geometriu alebo eliptickú geometriu. Každá z týchto geometrií je spojená priamo s kritickou hustotou vesmíru, hyperbolická korešponduje s menšou ako kritickou hustotou, eliptická s väčšou ako kritickou hustotou a Euklidovská presne s hustotou rovnou kritickej hustote. Z meraní vyplýva, že vesmír musel byť vo svojich raných štádiách v rozmedzí 10E15 od kritickej hustoty. Akákoľvek väčšia odchýlka by spôsobila buď horúcu smrť (angl. Heat Death) alebo Veľké zmrštenie (angl. Big Crunch) a vesmír by ďalej neexistoval v podobe v akej existuje dnes.

Vyriešenie tohto problému znovu ponúka inflačná teória. Počas inflačnej fázy sa časopriestor zväčšil natoľko, že akékoľvek zvyškové zakrivenie by bolo úplne vyhladené. Takže vesmír je nútený byť plochý pôsobením inflácie.
Plochosť
Problém magnetických monopolov bola námietka ku koncu 70. rokov 20. storočia. Veľké teórie všetkého (angl. Grand unification theories) predpovedali bodové defekty v priestore, ktoré by sa prejavili ako magnetické monopoly, a ich hustota bola oveľa väčšia ako bolo možné vysvetliť. Tento problém je tiež možné vyriešiť pridaním kozmickej inflácie, ktorá odoberá všetky bodové defekty z pozorovateľného vesmíru tým istým spôsobom, akým je geometria sploštená.
Magnetické monopóly
V 70. a 80. rokoch 20. storočia mnohé pozorovania (najmä galaktických rotačných kriviek) ukázali, že vo vesmíre nie je dostatok viditeľnej hmoty, ktorá by bola zodpovedná za veľké gravitačné sily, pôsobiace v rámci galaxií aj medzi nimi. To viedlo k myšlienke, že až 90% hmoty, tvoriacej vesmír, je nebaryonická temná hmota. Navyše predpoklad, že vesmír bol zložený prevažne z normálnej hmoty, viedol k predpovediam, ktoré boli v ostrom rozpore s pozorovaniami. Vesmír je predovšetkým oveľa menej hrudkovitý a obsahuje oveľa menej deutéria ako môže byť objasnené bez temnej hmoty. Zatiaľ, čo temná hmota bola spočiatku kontroverzná, dnes je široko akceptovanou súčasťou štandardnej kozmológie vďaka pozorovaniam anizotropií v kozmickom mikrovlnnom pozadí, rozptylu rýchlostí galaktických klastrov, rozloženia najväčších objektov, štúdia gravitačného šošovkovania a meraniam röntgenového žiarenia z klastrov galaxií. Častice temnej hmoty boli odhalené len vďaka ich gravitačným účinkom a zatiaľ neboli pozorované v laboratóriách. Avšak existuje veľa kandidátov časticovej fyziky, ktorí by mohli tvoriť temnú hmotu a niekoľko projektov na ich detekciu je už v plnom prúde.
Chýbajúca hmota
V 90. rokoch 20. storočia odhalili podrobné merania hustoty hmoty vo vesmíre hodnotu, ktorá zodpovedala 30% kritickej hustoty. Aby bol vesmír plochý, čo naznačovali merania kozmického mikrovlnného pozadia, znamenalo by to, že celých 70% hustoty energie vesmíru ostalo nevysvetlených. Merania supernov typu Ia odhalili, že vesmír podstupuje nelineárne zrýchlenie rozpínania podľa Hubbleovho zákona. Všeobecná teória relativity vyžaduje, aby týchto zvyšných 70% bolo tvorených zložkou energie s negatívnym tlakom. Pôvod takzvanej temnej energie ostáva jednou z veľkých záhad Veľkého tresku. Možnými kandidátmi sú skalárna kozmologická konštanta a kvintesencia (angl. quintessence). Pozorovania, ktoré by to objasnili, stále prebiehajú.
Temná energia
Určitá skupina pozorovaní vykonaných v 90. rokoch 20. storočia zahŕňala veky guľovitých klastrov, o ktorých sa zistilo, že boli v rozpore s teóriou Veľkého tresku. Počítačové simulácie zhodné s pozorovaniami hviezdnych populácií v guľovitých klastroch predpovedali, že tieto boli okolo 15 miliárd rokov staré, čo bolo v konflikte s vekom vesmíru (13,7 miliárd rokov). Tento problém bol vyriešený ku koncu 90. rokov novými počítačovými simuláciami, ktoré zahŕňali efekty straty hmoty vďaka hviezdnym vetrom. Simulácie naznačili oveľa menší vek guľovitých klastrov. Stále ostávajú otázky, ako presne je tento vek odmeraný, avšak je jasné, že tieto objekty sú najstaršími vo vesmíre.
Vek guľovitých klastrov
Planková epocha
10E-43 sec. po Big Bangu
Ak teória supersymetrie je správna, v tomto čase vštky fundamentálne sily - gravitačná , elektromagnetrická, slabá a silná interakcia - boli rovanko silné a zrejme boli zjednotené v jednej fundamentálnej sile. Vieme však len málo o tejto epoche a teórie, ktoré sú k dispozícii sa rozchádzajú. Fyzici veria, že s rozpracovaním kvantovej gravitácie, teóriou superstrún alebo slučková kvantová gravitácia.
Zjednocujúca epocha
10E-36 sec. po Big Bangu
Ako sa vesmír nafukoval a chladol postupne sa odtrhla od fundamentálnej sili najpr gravitčná sila. Problém je však práve vo fundamentálnej sile, pretože znej sa v najbižšom čase majú vytvoriť tri interakcie. Práve slabá a silná interakcia sa nezaobíde bez existencia Higgsovho bozónu, ktorý sa stéle hľadá.
Elektroslabá epocha
10E-12 sec. po Big Bangu
Teplota vesmíru sa dostatočne znížila (10E 28K) na to, aby sa oddelila silná interakcia od elektroslabej (zjednotený názov elektromagnetickej a slabej interakcie). Táto fáza spúšťa periódu exponenciálnej expanzie, ktorá sa nazýva kozmická inflácia. Ku koncu inflácie majú častice stále dostatok energie na vytváranie exotických častíc ako sú W, Z a Higsov bozón.
Inflačná epocha
10E-32 sec. po Big Bangu
The temperature, and therefore the time, at which cosmic inflation occurs is not known for certain. During inflation, the universe is flattened (its spatial curvature is critical) and the universe enters a homogeneous and isotropic rapidly expanding phase in which the seeds of structure formation are laid down in the form of a primordial spectrum of nearly-scale-invariant fluctuations. Some energy from photons becomes virtual quarks and hyperons, but these particles decay quickly. One scenario suggests that prior to cosmic inflation, the universe was cold and empty, and the immense heat and energy associated with the early stages of the big bang was created through the phase change associated with the end of inflation.

According to the ΛCDM model, dark energy is present as a property of space itself, beginning immediately following the period of inflation, as described by the Equation of state (cosmology). ΛCDM says nothing about the fundamental physical origin of dark energy but it represents the energy density of a flat universe. Observations indicate that it has existed for at least 9 billion years.
Znovu ohrievanie
10E-12 sec. po Big Bangu
Počas znovu ohrievania sa exponenciálne zohrievanie spomalovalo a potenciálna energie inflácie sa mení na horúcu relativistickú plazmu častíc. Ak veľká zjednocujúca teória správne predpovedá budúcnosťou nášho vesmíru, potom kozmická inflácia musela nastať počas alebo až po prelomení symetrie, inak by museli byť pozorovateľné magnetické monopóly vo viditeľnom vesmíre. V tomto čase vesmíru dominovali častice ako fotóny, kvarky, elektróny a neutrína.
Baryonická epocha
10E-12 sec. po Big Bangu
Najväčší pozorovaný nedostatok teórie je vysvetlenie, prečo vesmír obsahuje omnoho viac baryónov ako antibariónov. Kandidát na vysvetlenie práve tohto fenoénu je skrytý v Sakharových podmienkach, ktoré museli nastať až po kozmologickej inflácii. Časticový fyzici predpokladajú asymetriu medzi podmienkamy, čo vedie k nerovnováhe vzniku hmoty a antihmoty, avšak nie až vtakej miere ako to pozorujeme v súčasnom vesmíre.
Skorý vesmír
Zlom supersymetrie
10E-12 sec. po Big Bangu
Vesmír v tomto obdobý bol pre nás už známom v stave quark gluónovej plazmy, čo vedie k presnejším predpovediam a teóriám.
Ak supersymetria je jednou z vlastností mášho vesmíru, tak musí byť porušená pri časticiach s energioumenšou ako 1 TeV, na mierke electroslabej symetrie. Hmotnosti častíc a superpartnerov už neboli rovnaké, čo by mohlo vysvetľovať že nepozorujeme, žiadneho superpartnera známych častíc.
Kvarková epocha
10E-6 sec. po Big Bangu
Na prelome elektroslabej symetrie v poslednom období elektroslabej epochy, všetky fundamentálne častice získaly svoju hmotnosť vďaka Higgsovmu bozónu. Fundamentálnal interakcia gravitácie, elektromagnetismu, silnej a slabej interakcie získala pre nás známu formu, avšak teplota vesmíru bolo príliš vysoká nato, aby mohli quarky kondenzovať do hadrónov.
Hadrónová epocha
1 sec. po Big Bangu
Quark gluónová plazma chladla až pokým na energia kvarkou klesla na hodnotu, kedy začali kondenzovať do hadrónov baryónov, ako protóny a neutróny. Približne v 1 sekunde po Big Bangu sa neutrína sa utlmili a začali cestovať voľne skrz vesmír. This cosmic neutrino background, while unlikely to ever be observed in detail, is analogous to the cosmic microwave background that was emitted much later. (See above regarding the quark-gluon plasma, under the String Theory epoch)
Leptonová epocha
1.- 10 sec. po Big Bangu
Na konci hadrónovej epochy väčšina hadrónov a anti-hadrónov navzájom anihiluje a zostávajúce leptóny a anti-leptóny sa stávajú dominatnými časticami vesmíru. Približne 10 sekúnd po Big Bangu sa teplota vesmíru znížila na hodnotu, kedy už nemôžu vznikať nové páry leptónov/anti-leptónov a väčšina existujúcich leptónov zaniká v anihilácii až na malý zvyšok leptónov, ktoré prechádzajú do fotónovej éry.
Full transcript