Document Outline

– p.1/20

Ewolucja Wszech ´swiata

•

Wprowadzenie

Grawitacja w Ogólnej Teorii Wzgl ˛edno´sci

•

Efekt Dopplera i Prawo Hubbla

•

Ewolucja Wszech´swiata

zało˙zenia modelu
Wielki Wybuch
przyszło´s´c Wszech´swiata

•

Ile jest materii we Wszech´swiecie?

– p.2/20

Wprowadzenie

Ogólna Teoria Wzgl ˛edno ´sci

W 1916 Einstein zaproponował nowe
podej´scie do opisu grawitacji.

Grawitacja nie jest ju˙z opisywana jako
siła, ale jako

odkształcenie

czasoprzestrzeni

– p.3/20

Wprowadzenie

Ogólna Teoria Wzgl ˛edno ´sci

W 1916 Einstein zaproponował nowe
podej´scie do opisu grawitacji.

Grawitacja nie jest ju˙z opisywana jako
siła, ale jako

odkształcenie

czasoprzestrzeni

Materia powoduje zakrzywienie czasoprzestrzeni.
Zakrzywienie czasoprzestrzeni decyduje o ruchu materii.

– p.3/20

Wprowadzenie

Ogólna Teoria Wzgl ˛edno ´sci

W 1916 Einstein zaproponował nowe
podej´scie do opisu grawitacji.

Grawitacja nie jest ju˙z opisywana jako
siła, ale jako

odkształcenie

czasoprzestrzeni

Materia powoduje zakrzywienie czasoprzestrzeni.
Zakrzywienie czasoprzestrzeni decyduje o ruchu materii.

Problem teorii Einsteina: nie istniało statyczne rozwi ˛

azanie.

Aby uratowa´c statyczny Wszech´swiat Einstein doło˙zył do swoich
równa ´n

stał ˛

a kosmologiczn ˛

a -

– p.3/20

Efekt Dopplera

W przypadku fal d´zwi ˛ekowych znamy z
codziennego do´swiadczenia...

Je´sli ´zródło d´zwi ˛eku jest

nieruchome

wzgl ˛edem

obserwatora,

obserwator

słyszy d´zwi ˛ek o

niezmienionej cz ˛esto´sci

– p.4/20

Efekt Dopplera

W przypadku fal d´zwi ˛ekowych znamy z
codziennego do´swiadczenia...

Je´sli ´zródło d´zwi ˛eku jest

nieruchome

wzgl ˛edem

obserwatora,

obserwator

słyszy d´zwi ˛ek o

niezmienionej cz ˛esto´sci

Je´sli

´zródło

d´zwi ˛eku

porusza si ˛e

wzgl ˛edem

obserwatora

obserwator słyszy d´zwi ˛ek o wy˙zszej lub ni˙zszej cz ˛esto´sci

(zale˙znie od kierunku ruchu)

obs

1 −

– p.4/20

Linie widmowe

Linie emisyjne

Swiatło emitowane przez
wzbudzone atomy.

– p.5/20

Linie widmowe

Linie emisyjne

Swiatło emitowane przez
wzbudzone atomy.

Linie absorpcyjne

Widoczne w ´swietle prze-
chodz ˛

acym przez gaz.

– p.5/20

Linie widmowe

Linie emisyjne

Swiatło emitowane przez
wzbudzone atomy.

Linie absorpcyjne

Widoczne w ´swietle prze-
chodz ˛

acym przez gaz.

W obu przypadkach pozycja linii jest ´sci´sle okre´slona

(charakterystyczna dla danego atomu)

– p.5/20

Efekt Dopplera dla ´swiatła

Mierz ˛

ac linie absorpcyjne w widmie galaktyk mo˙zemy wnioskowa´c o

ich ruchu

– p.6/20

Efekt Dopplera dla ´swiatła

Mierz ˛

ac linie absorpcyjne w widmie galaktyk mo˙zemy wnioskowa´c o

ich ruchu i

wyznaczy´c ich pr ˛edko´s´c wzgl ˛edem nas

– p.6/20

Prawo Hubbla (1929)

– p.7/20

Prawo Hubbla (1929)

Edwin Hubble jako pierwszy powi ˛

azał

obserwowane pr ˛edko´sci mgławic z
ich odległo´sci ˛

a od Ziemi.

Zauwa˙zył on, ˙ze

pr ˛edko´s´c

’ucieczki’

ro´snie z odległo´sci ˛

od Ziemi:

v = H · r

- odległo´s´c,

- stała Hubbla

Oryginalne wyniki Hubbla:

– p.7/20

Prawo Hubbla (1929)

Edwin Hubble jako pierwszy powi ˛

azał

obserwowane pr ˛edko´sci mgławic z
ich odległo´sci ˛

a od Ziemi.

Zauwa˙zył on, ˙ze

pr ˛edko´s´c

’ucieczki’

ro´snie z odległo´sci ˛

od Ziemi:

v = H · r

- odległo´s´c,

- stała Hubbla

Obecne pomiary:

H ∼ 70 km/s/M pc

M pc ≈ 3 · 10

Współczesne pomiary:

– p.7/20

Prawo Hubbla

Pomiar odległo ´sci

Wyznaczenie odległo´sci jest znacznie
trudniejsze od wyznaczenia

"prze-

suni ˛ecia ku czerwieni".

Najcz ˛e´sciej

posługujemy

si ˛e

tzw.

´swiecami standardowymi - obiektami,

których bezwzgl ˛edna jasno´s´c jest
znana.

Na najwi ˛ekszych odległo´sciach s ˛

a to

Supernowe typu 1A.

– p.8/20

Prawo Hubbla

Obserwacja Hubbla, ˙ze

wszystkie obiekty oddalaj ˛

a si ˛e

nie wyró˙znia

w ˙zaden sposób

naszego układu

odniesienia.

Dowolne dwa obiekty oddala´c si ˛e bed ˛

a w ten sam sposób.

– p.9/20

Ewolucja Wszech ´swiata

Kosmologia zajmuje si ˛e opisem Wszech´swiata na odległo´sciach
wi ˛ekszych od rozmiarów wszystkich znanych nam struktur

⇒

“skala

kosmologiczna”

Zasada kosmologiczna

: w skalach kosmologicznych Wszech´swiat

traktujemy jako

jednorodny

izotropowy

⇒

materia

jest rozło˙zona

równomiernie

Obserwowany ruch wzgl ˛edny na tych odległo´sciach opisujemy jako

rozszerzanie si ˛e całego Wszech´swiata

, w którym "zawieszone" s ˛

poszczególne obiekty.

Z równa ´n Einsteina wynika, ˙ze nasz Wszech´swiat ewoluował z
punktowego skupiska niesko ´nczonej energii...

– p.10/20

Ewolucja Wszech ´swiata

Na samym pocz ˛

atku

g ˛esto´s´c energii

była bardzo du˙za.

Na poziomie cz ˛

astek oznacza to, ˙ze cz ˛

astki miały bardzo du˙ze

energie kinetyczne

, znacznie wi ˛eksze od ich mas.

Nie istniały ˙zadne obiekty zło˙zone

(nukleony, j ˛

adra atomowe, atomy)

gdy˙z energie były znacznie wi ˛eksze od energii wi ˛

azania.

Wszystkie cz ˛

astki elementarne znajdowały si ˛e w

stanie równowagi

gdy˙z nieustannie zachodziły procesy

anihilacji i kreacji

−

Jednak w miar ˛e rozszerzania Wszech´swiata

energie cz ˛

astek malały

...

– p.11/20

Ewolucja Wszech ´swiata

W miar ˛e

rozszerzania

malej ˛

a energie zderzaj ˛

acych si ˛e cz ˛

astek.

Stopniowo przestaj ˛

a by´c produkowane i

zanikaj ˛

a najci ˛e˙zsze cz ˛

astki

a zaczynaj ˛

a powstawa´c

stany zwi ˛

azane

−

•

zanikaj ˛

a swobodne bozony

◦

(

−10

sekundy)

– p.12/20

Ewolucja Wszech ´swiata

W miar ˛e

rozszerzania

malej ˛

a energie zderzaj ˛

acych si ˛e cz ˛

astek.

Stopniowo przestaj ˛

a by´c produkowane i

zanikaj ˛

a najci ˛e˙zsze cz ˛

astki

a zaczynaj ˛

a powstawa´c

stany zwi ˛

azane

−

•

zanikaj ˛

a swobodne bozony

◦

(

−10

sekundy)

•

kwarki formuj ˛

a neutrony i protony

(

−5

sekundy)

– p.12/20

Ewolucja Wszech ´swiata

W miar ˛e

rozszerzania

malej ˛

a energie zderzaj ˛

acych si ˛e cz ˛

astek.

Stopniowo przestaj ˛

a by´c produkowane i

zanikaj ˛

a najci ˛e˙zsze cz ˛

astki

a zaczynaj ˛

a powstawa´c

stany zwi ˛

azane

−

•

zanikaj ˛

a swobodne bozony

◦

(

−10

sekundy)

•

kwarki formuj ˛

a neutrony i protony

(

−5

sekundy)

•

protony i neutrony tworz ˛

a j ˛

adra lekkich pierwiastków

(3 minuty)

– p.12/20

Ewolucja Wszech ´swiata

W miar ˛e

rozszerzania

malej ˛

a energie zderzaj ˛

acych si ˛e cz ˛

astek.

Stopniowo przestaj ˛

a by´c produkowane i

zanikaj ˛

a najci ˛e˙zsze cz ˛

astki

a zaczynaj ˛

a powstawa´c

stany zwi ˛

azane

−

•

zanikaj ˛

a swobodne bozony

◦

(

−10

sekundy)

•

kwarki formuj ˛

a neutrony i protony

(

−5

sekundy)

•

protony i neutrony tworz ˛

a j ˛

adra lekkich pierwiastków

(3 minuty)

•

elektrony i j ˛

adra tworz ˛

a atomy

(300 000 lat)

– p.12/20

Ewolucja Wszech ´swiata

– p.13/20

Ewolucja Wszech ´swiata

Czy Wszech´swiat b ˛edzie si ˛e rozszerzał w niesko ´nczono´s´c ?
Z Ogólnej Teorii Wzgl ˛edno´sci wynika, ˙ze

przyszło´s´c Wszech´swiata

zale˙zy od

g ˛esto´scii

materii

G ˛esto´s´c krytyczna:

8πG

∼

−26

kg/m

ρ = ρ

ρ < ρ

ρ > ρ

asymptotycznie “zatrzyma” si ˛e

b ˛edzie zawsze rozszerzał si ˛e

kiedy´s zacznie si ˛e zapada´c

– p.14/20

Krzywizna przestrzeni

Całkowita

g ˛esto´s´c

materii/energii

Wszech´swiecie decy-
duje te˙z o

geometrii

przestrzeni

na skalach

kosmologicznych!

Lokalnie

wiemy,

˙ze

przestrze ´n jest

płaska

(suma k ˛

atów trójk ˛

ata

wynosi

180

◦

)

Ale

du˙zych

odległo´sciach

trudno

to sprawdzi´c...

– p.15/20

G ˛esto ´s ´c materii we Wszech ´swiecie

Charakter

ewolucji

Wszech´swiata zale˙z ˛

a od

g ˛esto´sci materii

Mo˙zna spróbowa´c j ˛

a zmierzyc na ró˙zne sposoby:

Ω ≡

ρ/ρ

•

z pomiaru

promieniowania

gwiazd i materii mi ˛edzygwiezdnej

⇒

materia

“´swietlista”

Ω

lumi

∼

.006

– p.16/20

G ˛esto ´s ´c materii we Wszech ´swiecie

Charakter

ewolucji

Wszech´swiata zale˙z ˛

a od

g ˛esto´sci materii

Mo˙zna spróbowa´c j ˛

a zmierzyc na ró˙zne sposoby:

Ω ≡

ρ/ρ

•

z pomiaru

promieniowania

gwiazd i materii mi ˛edzygwiezdnej

⇒

materia

“´swietlista”

Ω

lumi

∼

.006

•

z pomiaru zawarto´sci

lekkich pierwiastków

+ model

nukleosyntezy

(Wielki Wybuch)

⇒

materia

“barionowa”

Ω

∼

.04

– p.16/20

G ˛esto ´s ´c materii we Wszech ´swiecie

Charakter

ewolucji

Wszech´swiata zale˙z ˛

a od

g ˛esto´sci materii

Mo˙zna spróbowa´c j ˛

a zmierzyc na ró˙zne sposoby:

Ω ≡

ρ/ρ

•

z pomiaru

promieniowania

gwiazd i materii mi ˛edzygwiezdnej

⇒

materia

“´swietlista”

Ω

lumi

∼

.006

•

z pomiaru zawarto´sci

lekkich pierwiastków

+ model

nukleosyntezy

(Wielki Wybuch)

⇒

materia

“barionowa”

Ω

∼

.04

•

z pomiaru oddziaływa ´n

grawitacyjnych

⇒

materia

“grawitacyjna”

(całkowita ?)

Ω

∼

Ω

≫

Ω

⇒

ciemna materia !?

– p.16/20

Pierwotna nukleosynteza

W zale˙zno´sci od stosunku g ˛esto´sci

materii

promieniowania

ró˙zne

pierwiastki produkuj ˛

a si ˛e w ró˙znej

ilo´sci.

Produkcja deuteru:

p + n ←→

H + γ

Konkurencyjny jest

rozpad neutronu

(zachodzi niezale˙znie od g ˛esto´sci)

n −→ p + e

−

+ ¯

– p.17/20

Ciemna materia?

Znane nam prawa dynamiki
nie tłumacz ˛

a rotacji galaktyk.

Ramiona wiruj ˛

a szybciej ni˙z

oczekiwaliby´smy z praw gra-
witacji i dynamiki

– p.18/20

Ciemna materia?

Znana nam materia barionowa nie tłumaczy

tworzenia si ˛e struktur

Wszech´swiecie i nie wystarcza te˙z do opisu

oddziaływa ´n

grawitacyjnych

na skalach mi ˛edzygalaktycznych.

– p.19/20

Ciemna materia - podsumowanie

Wiemy ˙ze

ciemna materia

•

jest

“zimna”

(nierelatywistyczna)

•

jest

niebarionowa

•

jest

stabilna

(nie rozpada si ˛e)

•

bardzo

słabo oddziałuje

(tylko grawitacyjnie?)

•

daje wkład ok.

1/4 g ˛esto´sci krytycznej

(

5×

materia barionowa)

– p.20/20

Ciemna materia - podsumowanie

Wiemy ˙ze

ciemna materia

•

jest

“zimna”

(nierelatywistyczna)

•

jest

niebarionowa

•

jest

stabilna

(nie rozpada si ˛e)

•

bardzo

słabo oddziałuje

(tylko grawitacyjnie?)

•

daje wkład ok.

1/4 g ˛esto´sci krytycznej

(

5×

materia barionowa)

Nie wiemy:

•

Co si ˛e na ni ˛

a składa

(jedna czy wiele cz ˛

astek)

•

Jak j ˛

a bezpo´srednio zaobserwowa´c?

– p.20/20

Ciemna materia - podsumowanie

Wiemy ˙ze

ciemna materia

•

jest

“zimna”

(nierelatywistyczna)

•

jest

niebarionowa

•

jest

stabilna

(nie rozpada si ˛e)

•

bardzo

słabo oddziałuje

(tylko grawitacyjnie?)

•

daje wkład ok.

1/4 g ˛esto´sci krytycznej

(

5×

materia barionowa)

Nie wiemy:

•

Co si ˛e na ni ˛

a składa

(jedna czy wiele cz ˛

astek)

•

Jak j ˛

a bezpo´srednio zaobserwowa´c?

Jednym z głównych kandydatów jest

najl˙zejsza cz ˛

astka

supersymetryczna

(LSP)

, któr ˛

a mamy nadziej ˛e odkry´c w

LHC