1 Elementy kosmologii Rozszerzający się WszechświatWielki Wybuch (Big Bang) Nukleosynteza Promieniowanie mikrofalowe tła Pomiary parametrów kosmologicznych: WMAP SNIa Asymetria materii i antymaterii D. Kiełczewska, wykład 14

2 Rozszerzający się WszechświatW 1929 Hubble zaobserwował przesunięcia ku czerwieni (redshift) linii widmowych z odległych galaktyk i przypisał je ucieczce galaktyk z prędkością: v =Hr gdzie r to odległość a H stała Hubbla Dla z<<1 to efekt Dopplera ale ogólnie to przejaw izotropowej ekspansji Wszechświata: zwiększają się zarówno odległości, jak i długości fali. D. Kiełczewska, wykład 14

3 Rozszerzający się WszechświatEkspansja Wszechświata zależy od czasu. Jeśli oznaczymy jakąś uniwersalną skalę odl. R(t) to: Dowolne 2 obiekty oddalają się tak samo. H zależy od czasu ale dziś: Ewolucję W opisuje rozwiązanie r-nań Einsteina: tzw. r-nie Friedmanna D. Kiełczewska, wykład 14

4 Rozszerzający się WszechświatDla k=Λ=0 oraz stałej nierelatywistycznej masy M z całkowania dostaje się: czyli wiek Wszechświata: Bardziej precyzyjnie: definiuje tzw. gęstość krytyczną D. Kiełczewska, wykład 14

5 Parametry kosmologiczneDla różnych k i Λ=0 mozna wprowadzic: wtedy: czyli dla k=0 Ωtot=1 niezależnie od t D. Kiełczewska, wykład 14

6 Parametry kosmologiczneDla różnych k i Λ=0 mozna wprowadzic: wtedy: Często wygodnie jest rozdzielić wkład od cząstek relat. Ωγ i od materii bez ćiśnienia Ωm oraz wprowadzić: Wtedy: D. Kiełczewska, wykład 14

7 Era dominacji promienistejJak różne gęstości zmieniały się w czasie? Gęstość materii: Gęstość energii promieniowania: bo: = gęstość fotonów x średnia energia fotonu bo długość fali zwiększa się ze skalą R Stąd teraz dominuje materia ale kiedyś dominowała energia promieniowania. temperatura: Z r-nia Friedmanna oraz prawa Stefana-Boltz. dostaje się dla promieniowania : Czyli na początku był gorący Wielki Wybuch D. Kiełczewska, wykład 14

8 Wielki Wybuch (Big Bang)Początek Wszechświata Weźmy: Dla wcześniejszych czasów potrzebna kwantowa grawitacja, której nie znamy masa Plancka W najwcześniejszych momentach zdarzyła się też pewnie inflacja: W jednym z modeli stała kosmologiczna przez krótki moment dominuje r-nie Friedmanna: dając: Po okresie inflacji Λ mała. Dalej omówimy kolejne stadia oziębiania Wszechświata. Zakładamy, że cząstki które spełniają: są w równowadze termicznej w porównywalnych ilościach a reakcje mogą przebiegać w obydwu kierunkach np: D. Kiełczewska, wykład 14

9 D. Kiełczewska, wykład 14

10 D. Kiełczewska, wykład 14

11 Łamanie symetrii oddziaływań1019 GeV GeV GeV 1 GeV meV D. Kiełczewska, wykład 14

12 Big Bang (1) Wielka Unifikacja – wszystkie oddz. nierozróżnialnematerii tyle samo co antymaterii bozonów X, Y tyle co np. kwarków leptony  kwarki {Δ(B-L)=0} Plazma kwarkowo-gluonowa Bozony X, Y znikają Prawd. pojawia się nadmiar materii nad antymaterią wskutek rozpadów ciężkich neutrin N?? D. Kiełczewska, wykład 14

13 Big Bang (2) rozdzieliły się oddz. p p kwarki i gluony „ukryły” n n psłabe od elmgt znikły kwarki top, znikają W i Z p p kwarki i gluony „ukryły” swoje kolory w hadrony antycząstki znikają ⁄ neutrony częściej rozpadają się niż są produkowane neutrina mają zbyt małą energię na procesy: - powstają reliktowe neutrina n n p p p n n D. Kiełczewska, wykład 14

14 Big Bang (3) zbyt mało energii na - Nukleosyntezapozytrony znikają powstają lekkie jądra - Nukleosynteza elektrony związane w atomach fotony oddz. zbyt rzadko – odprzęgają się od materii i lecą swobodnie: powstają reliktowe fotony mikrofalowe promieniowanie tła D. Kiełczewska, wykład 14

15 D. Kiełczewska, wykład 14

16 Ale część neutronów jest wiązanaNukleosynteza Wiek Wszechświata ~1 sek (~1MeV) Od początku BB większość cięższych cząstek zanihilowała ze swoimi antycząstkami Zostało 109 razy więcej ν i γ niż barionów Zachodzą reakcje: Ale: Ale część neutronów jest wiązana w jądrach i dalej się nie rozpada Ponadto czas życia neutronu W efekcie po czasie 400 sek pozostaje: D. Kiełczewska, wykład 14

17 Eksperymentalne potwierdzenie Wielkiego WybuchuNukleosynteza Jądra powstają w elmgt procesach: Atomy powstają lat później. Produkcja różnych jąder silnie zależy od stosunku gęstości materii do kwantów γ. Okazuje się, że obserwowane gęstości różnych pierwiastków zgadzają się z przewidywaniami dla: Eksperymentalne potwierdzenie Wielkiego Wybuchu D. Kiełczewska, wykład 14

18 Liczba zapachów neutrin w modelu BBzakres dopuszczalny dla innych jąder Szybkość ekspansji zależy od gęstości energii, a ta z kolei zależy od liczby zapachów neutrin: Nν Im szybsza ekspansja tym mniej neutronów zdąży się rozpaść i tym więcej jąder helu powstaje. zgodnie z pomiarami w LEP D. Kiełczewska, wykład 14

19 Od nukleosyntezy do powstawania atomówAtomy powstawały stopniowo, kiedy Wszechświat ochłodził się na tyle , by jądra mogły wychwytywać elektrony. Emitowały przy tym fotony, które badamy dziś. D. Kiełczewska, wykład 14 Swiat Nauki, 06/2009

20 Promieniowanie mikrofalowe tłaWg zależności: Widmo energii fotonów zgadza się z krzywą dla ciała czarnego o takiej temp. można się spodziewać, że dziś temperatura prom. we Wszechświecie wynosi kilka K. pomiar z satelity COBE (1999) W 1965 r Penzias i Wilson wykryli mikrofalowe promieniowanie tła (CMB). Jego temp.: Kolejna obserwacja potwierdzająca Wielki Wybuch. Pozostałość gorącej kosmicznej plazmy. Przez wiele lat mierzono taką samą temp. w różnych kierunkach. D. Kiełczewska, wykład 14

21 Pomiar anizotropii przez WMAPSatelitarny eksperyment „Wilkinson Microwave Anisotropy Probe.” zbiera dane od 2001 r. Zbadał fluktuacje temperatury z precyzją Obraz Wsz. w wieku lat (nagroda Nobla w 2006) Fluktuacje mogą pochodzić z ery inflacji. Jeśli np. inflacja nastąpiła gdy: to z zasady Heisenberga można się spodziewać „kwantowych fluktuacji” Fluktuacje dawały ośrodki zgęszczania materii, z których powstały galaktyki D. Kiełczewska, wykład 14

22 Pomiar anizotropii CMB przez WMAPskala kątowa Funkcja korelacji: mierzy fluktuacje temp. wokół średniej temp. T0 w kierunkach m and n. Dla małych kątów: krzywa: model ΛCDM model Fitujac modele do danych mozna dofitowac zadziwiającą liczbę parametrów. WMAP & 2dfGRS,astro-ph/ D. Kiełczewska, wykład 14

23 Modele dopasowywane do danych CMBW studni potencjału grawit. (wyznaczonego przez ciemną materię) znajduje się ciecz barionowo-fotonowa. Ciśnienie promieniste fotonów przeciwdziała grawit. kompresji cieczy. W rezultacie powstaja oscylacje akustyczne w cieczy. WMAP mierzy maksima i minima tych oscylacji, a w konsekwencji właściwości tej cieczy oraz potencjału grawit. Sprężynki reprezentują ciśnienie fotonów a kulki efektywna masę cieczy. Regiony kompresji (maksima) reprezentują obszary gorące a rozrzedzenia (minima) obszary zimne. D. Kiełczewska, wykład 14

24 Wpływ barionów na anizotropięWiększa gęstość barionów zwiększa efektywną masę cieczy. Większa grawitacja zwiększa kompresję cieczy, a w konsekwencji amplitudę oscylacji D. Kiełczewska, wykład 14

25 Wpływ geometrii Wszechświata na anizotropię.Np. w przypadku dodatniej krzywizny: Przejście od wielkości fluktuacji do kąta obserwacji zależy od krzywizny. Odległości między maksimami stanowią najlepszy test krzywizny. D. Kiełczewska, wykład 14

26 Wpływ Λ na anizotropię. Z pomiarów WMAP: D. Kiełczewska, wykład 14

27 Podsumowanie różnych eksperymentów Particle Data Group D. Kiełczewska, wykład 14

28 Summary of recent results (PDG2008)D. Kiełczewska, wykład 14

29 Pomiary odległych supernowychSupernowe Ia mają na tyle ustaloną jasność w funkcji czasu, że mogą stanowić tzw. „standardowe świeczki”. Porównujac oczekiwaną jasność z obserwowaną można ocenić odległość Mierząc „redshift” z można ocenić prędkość oddalania się Korelacja prędkości z odległością (czyli diagram Hubbla) umożliwia testowanie modeli kosmologicznych D. Kiełczewska, wykład 14

30 D. Kiełczewska, wykład 14

31 Parametry kosmologiczneNie rozumiemy jaka jest natura energii reprezentowanej przez Λ. Nazywamy ją Ciemną Energią. D. Kiełczewska, wykład 14

32 D. Kiełczewska, wykład 14

33 Historia WszechświataD. Kiełczewska, wykład 14

34 Co wiemy o ? „Świecąca” materia a więc gwiazdy, gaz:Bariony widoczne lub niewidoczne obliczone z nukleosyntezy Całkowita materia wydedukowana z grawitacyjnej energii potencjalnej galaktyk itd. Ciemna materia: Ciemna energia „geometria płaska” k=0 D. Kiełczewska, wykład 14

35 Nowe wyniki WMAP (04/2008) Dziś 380 tys lat po BBBilans energii Wszechświata Dziś 380 tys lat po BB Wkład ciemnej energii rośnie z czasem D. Kiełczewska, wykład 14

36 Asymetria materia-antymateriaSymetria sugeruje, że Wielki Wybuch (BB) wyprodukował te same ilości materii i antymaterii. Stąd obecnie obserwowana nadwyżka materii musiała pojawić się na skutek procesów, które nie są symetryczne względem transformacji CP. Eksperymenty nad mezonami K i B wykazały łamanie symetrii CP w sektorze kwarków. Obserwowane łamanie CP może być opisane w ramach Modelu Standardowego, ale nie wystarcza ono do opisu obserwowanej nadwyżki materii. Pytanie: czy łamanie CP w sektorze leptonowym może wyjaśnić te nadwyżkę? D. Kiełczewska, wykład 14

37 Leptogeneza Najpopularniejsze wytłumaczenie asymetrii materii poprzez tzw. Leptogenezę Jeśli neutrina są cząstkami Majorany, to elegancki sposób generacji masy wynika z oddziaływania z cząstką H zarówno znanych lekkich neutrin ν jak i bardzo ciężkich neutrin N o masach 10(9-15) GeV. N powinny być produkowane w bardzo wczesnych chwilach BB. Ponieważ: więc możliwe rozpady: gdzie l+, l- to naładowane leptony Jeśli: to: mamy nadwyżkę leptonów nad antyleptonami czyli Leptogenezę. Stąd można dostać nadwyżkę barionów. Jeśli hipoteza Leptogenezy jest prawdziwa to wszyscy bierzemy się z ciężkich neutrin. D. Kiełczewska, wykład 14

38 Podsumowanie Kosmologia i fizyka cząstek są blisko związaneKosmologia stała się dziedziną eksperymentalną Teoria Wielkiego Wybuchu potwierdzona przez np: pomiary mikrofalowego promieniowania tła częstości występowania lekkich pierwiatków ALE Nie wiemy co stanowi 90% energii Wszechświata ciemna materia ? ciemna energia ? Nie rozumiemy jak w trakcie ewolucji Wszechświata złamana została symetria materia-antymateria D. Kiełczewska, wykład 14