Kosmologie

• obor na rozhraní astronomie, teoretické fyziky a filozofie

• studuje vesmír jako celek • má pouze jeden vzorek• existenci cizích vesmíru můžeme připustit ale

nemůžeme je pozorovat• zabývá se vznikem a vývojem vesmírných těles a jejich

soustav

•

kauzalita a determinizmus

Kosmologický princip

• vesmír vypadá ve všech místech stejně tj. od určitého měřítka se jeví homogenní a izotropní

• fyzikální zákony platí universálně v celém pozorovaném vesmíru • všechna místa se jeví jako středy rozpínání vesmíru • rychlost vzdalování objektů je úměrná vzdálenosti objektů v každém

místě vesmíru• Speciální případ tzv. „Koperníkův princip“: Země nezaujímá nijak

významnou polohu• je třeba rozlišovat homogenitu a izotropii vesmírů po stránce

fyzikálních zákonů a po stránce rozložení hmoty

Mohl Bůh stvořit svět jinak? - Antropický

princip • vesmír má přesně takové parametry, aby vyhovoval

člověku • parametry našeho vesmíru jsou nafitovány tak aby mohl

vzniknout život

S. Hawking: Proč je vesmír takový jaký je? Kdyby byl jiný, nebyl by v něm nikdo, kdo by mohl podobné otázky klást.

Princip kosmické cenzury

• nikde ve vesmíru nejsou nahé singularity• tj. neexistují černé díry které by nebyly skryty pod

horizontem událostí

Elementární částice

• fermiony: poločíselný spin (1/2,3/2) splňují Pauliho vylučovací princip. Patří sem proton neutron a leptony

• bosony: celočíselný spin (0,1,2 ) nesplňují P. princip. Patří sem mezon a částice interakcí

Dělení částic podle chování

Dělení částic podle rodové příslušnosti

• leptony: elktron, mion, tauon a jejich neutrina• kvarky: tvoří těžké částice s vnitřní strukturou

(proton,mezon,neutron), 6 druhů kvarků

Úvod do standardního modelu

• intermediální částice: částice zprostředkující interakce- foton, W+,W-, Z, gluon, (graviton)

• higgsovy částice• Neutron je o 0,14% těžší než proton. Tento rozdíl

převyšuje hmotnost elektronu => elektrony se mohou s protony slučovat jen za velkých tlaků (energií). Kdyby byly elektrony těžší, sloučili by se po velkém třesku s protony na neutrony a nevznikl by žádný vodík

• vakuum X fyzikální vakuum

• slabá• silná• elektromagnetická gravitační

Interakce

Modely vesmíru• pokud možno jednoduché konstrukce, které nesou hlavní

znaky vesmíru a jsou přitom zvládnutelné prostředky soudobé matematiky a fyziky

• de Sitterův model • Einstien - de Sitterův model - nejjednodužší, otevřený a

statický vesmír• Friedmannův model- jeho řešení E. rovnic zahrnovalo

celou řadu modelů. Vychází celkem tři různá řešení rovnic pro vybranou kulovou oblast vesmíru. Zakřivení prostoru vyjadřujeme indexem křivosti k. Mohou nastat tyto případy:1) k = 0. Nulovému zakřivení odpovídá roviny. Vesmíru říkáme plochý.2) k = -1. Modelem zakřivení je sedlová plocha.3) k = +1. Modelem zakřivení je kulová plocha.

Kosmologická konstanta

• koeficient úměrnosti v Einsteinových rovnicích OTR • původně vůbec nebyla, zavedena pro stacionární řešení• po objevu Hubbleova rozpínaní vyškrtnuta

• její původ je v kvantových procesech • na velkých měřítcích se projevuje jako jakási odpudivá

gravitace

• z měření se zdá být dnešní vesmír přibližně kritický

Červený posuv

• V roce 1929 Hubble experimentálně zjistil červený posuv vzdálených galaxií

• Všechny spektrální čáry jsou u vzdálených galaxií posunuty k červenému konci spektra

• Způsobeno dopplerovým jevem

• čím jsou galaxie vzdálenější, tím větší červený posuv ve

spektru mají, tj. tím rychleji se vzdalují • Hubbleův vztah v = H .R • Hubbleova konstanta  H=  (71±4) km.s−1Mpc−1 • Hubbleův čas  1/H =14 miliard let 

• Hubblovo pozorování je jedním z nejdůležitějších experimentálních důkazů rozpínání vesmíru.

• Velikost Hubbleovy konstanty souvisí s kritickou hustotou

Olbersův paradox• nejjednodušším důkazem vývoje objektů ve vesmíru je

to že je v noci tma

Gravitační paradox

Vznik vesmíruKdyby byl vesmír zůstal žhavější trochu déle, všechny prvky by byly sloučeny až na železo a nezbylo by palivo pro pozdější hvězdy

• Podle Einsteinovy OTR má vesmír svůj počátek v prostoročasové singularitě velkého třesku

• Proč vznikl časoprostor při velkém třesku: vznik černé díry,jenže v čase pozpátku. Hmota při velkém třesku byla tak koncentrovaná, že časoprostor zakřivovala tolik, že ji musel těsně obepínat-záření nemohlo uniknout, zakřivením se ohýbalo zpět

• Jestliže se dnes vesmír rozpíná, znamená to, že v minulosti byla hustota a teplota vesmíru vyšší než dnes. Kdybychom chtěli popsat vlastnosti vesmíru v čase t = 0 dojdeme k závěru, že poloměr vesmíru byl nulový a hustota a teplota nekonečná.

• Éra chaosuZačíná singularitou s obrovskou hustotou a teplotou, v okamžiku, odkdy je definován čas t = 0. Podmínky byly tak výjimečné, že je neumíme postihnout žádnou teorií. Tato éra skončila uplynutím tzv. Planckova času 10-43 s.

• Kvantová éraJe charakteristická hromadným vznikem elementárních částic v silném kvantovém gravitačním poli. Časoprostor je velmi zakřivený, jeho poloměr je menší než průměr protonu.. Klasický popis je nepoužitelný.

Fáze vývoje vesmíru

• Hadronová éraTrvá od okamžiku 10-23 s. Uplatňuje se zde silná síla a vznikají hadrony – nukleony, mezony. Zároveň vznikají i antičástice a probíhá anihilace – částice se mění se 100% účinností na gama fotony. Předpokládá se, že na 1000 částic antihmoty připadalo 1001 částic hmoty. Na konci hadronové éry t=10-4 s klesá teplota z 1033 na 1012 K a hustota vesmíru z 1097 na 1017 kg/m3.

• Leptonová érapřevaha leptonů. Elektrony a pozitrony anihilují, ale neutrina putují vesmírem jako reliktní částice.Z protonů a neutronů začínají vznikat jádra těžkého vodíku, dále pak těžkého helia. Jde o podobu současné nukleární syntézy. Teplota klesá na 1010 K, hustota na 107 kg/m3. Éra končí v čase t = 10 s.

• Éra zářenízáření převažuje nad látkou. Hmota je v zářivé rovnováze. Na konci éry je teplota kolem 10 000 K a začíná se vytvářet neutrální vodík. Hustota klesá až na 10-17 kg/m3.

• Éra látkyV čase okolo 500 000 let se obě hustoty vyrovnají a záření se odděluje od látky. Vesmír se stal opticky průhledným. Nyní už mohou vesmíru vznikat složitější struktury a objekty. Tato éra trvá dodnes

Problémy Standardního kosmologického modelu

• počáteční singularita (teplota,tlak)• neexistence magnetických monopolů• problém baryonové asymetrie (proč ve vesmíru

nepozorujeme antihmotu?)• kde se vzaly počáteční fluktuace nutné k tvorbě galaxií? • proč je dimenze vesmíru právě 4• problém plochosti vesmíru• problém Planckových škál

Inflační fáze• standardní model má několik problému z nichž některé

řeší inflační fáze• Inflací se rozumí náhlé a rychlé rozepnutí prostoru.

• řeší problém homogenity a izotropie vesmíru, tj. jak mohou opačné strany vesmíru vědět jak se mají chovat

• v čase 10-35 s po vzniku vesmíru byla veškerá hmota v těsném kontaktu

• potom nastalo rychlé rozepnutí, kde hnací silou bylo rozštěpení velké interakce na slabou a silnou.

• v čase 10-30 s inflace skončila a rozpínání pokračovalo standardním způsobem až do dnešní doby

• dochází tedy k uvolnění energie a to znamená, že dnešní teplotu vesmíru nemůžeme extrapolovat až do času t = 0, ale jen do konce inflační fáze. Teplota vesmíru by potom na počátku již nemusela být nekonečná.

Reliktní záření• Záření, které se oddělilo, odpovídalo Planckovu zákonu

a toto rozdělení energie se zachovalo i při rozpínání vesmíru. Vlnová délka tohoto záření se zvětšila a klesla jeho teplota. Dnes prolíná celým vesmírem a pozorujeme jej jako tzv. reliktní záření o teplotě 2,736 K. Slouží jako důkaz, že vesmír býval horký a hustý.

• Přichází odevšad – nemá zdroj• pozorováno poprvé 1965 • tvoří 1% šumu v televizním přijmači• skutečně chladne- ve vzdálených galaxiích 15 K

• Arno Penzias a Robert Wilson v roce 1978 Nobelovu cenu za fyziku

• měření na družici COBE a WMAP

Struktura vesmíru

• Zmapování velkoškálové struktury Anglo-australským dalekohledem

Proč je důležité měřit rozložení teploty reliktního záření (nehomogenity) ?

• z měření vyplývá že v raném vesmíru se vyskytovaly zárodečné fluktuace hmoty, které se v budoucnu vyvinuly v dnes známé vesmírné struktury – galaxie a kupy galaxií.

• Pokud látka interagovala intenzivně se zářením, přenesl se obraz těchto struktur i do elektromagnetického záření vesmíru

• Odchylky těchto fluktuací od průměrné hodnoty jsou asi 1/100 000 to přesně odpovídá požadavku na fluktuace hmoty pro vznik galaxií. Kdyby byly menší uskupení hmoty by byly velmi slabá a kdyby byly větší hmota by se zhroutila do gigantických černých děr.

• dále se potvrdila se nenulová hodnota kosmologické konstanty

• hustota baryonové hmoty 4 % hustoty vesmíru a  1 % představuje zářící hmotu

Temná hmota

• Galaxie a kupy galaxií musí být drženy přitažlivostí až 10x větší než jaká vychází z pozorované hmoty

1) Z rotace galaxií

2) z gravitačního působení, gravitačních čoček (Viditelné galaxie představují jen asi 10% hmoty potřebné pro takovéto zkreslení

• předpokládá se že temnou hmotu tvoří exotické částice

nebaryonového původu • kandidáti jsou s-neutrina(neutralina) nebo málo hmotné

bosony-axiony

Podle slov Leona Ledermanna je cílem kosmologů vysvětlit vesmír pomocí jediné jednoduché formulace, kterou bychom mohli nosit vytištěnou na tričku....