1 / 10

KOSMOLOGIE v zrcadle Nobelových cen

KOSMOLOGIE v zrcadle Nobelových cen. ● 1978 Arno A. Penzias , Robert W. Wilson za objev kosmického mikrovlnného reliktního záření ● 2006 John C. Mather , George F. Smoot za objev jeho černotělesové povahy a anizotropie 2011 Saul Pearlmutter , Brian P. Schmidt

hillary-watts
Télécharger la présentation

KOSMOLOGIE v zrcadle Nobelových cen

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. KOSMOLOGIEv zrcadle Nobelových cen ● 1978 Arno A. Penzias, Robert W. Wilson zaobjevkosmickéhomikrovlnnéhoreliktníhozáření ● 2006 John C. Mather, George F. Smoot zaobjev jeho černotělesovépovahya anizotropie • 2011 Saul Pearlmutter, Brian P. Schmidt Adam C.Riess zaobjev zrychlujícího se rozpínání vesmíru odhalený pozorováním vzdálených supernov

  2. Hvězdné okamžiky kosmologie • 1917 A. Einstein: statický vesmír • 1917 W. de Sitter: stacionární vesmír • 1922 A. A. Fridman: nestacionární modely • 1929 E. Hubble: objev červeného posuvu • 1946 G. Gamow: vznik lehkých prvků • 1964 A. Penzias, R. Wilson: reliktní záření • cca 2006: Λ-CDM(cold dark matter) model

  3. Proč tak snadnoaneb mohl na to přijít už Newton? Černý bod – poloha pozorovatele Červený bod – vzdálené galaxie r – vzdálenost od nás ke galaxii M – hmotnost v kouli o poloměru r ρ – hustota hmotnosti ve vesmíru a – zrychlení sledované galaxie rovnice pro pohyb galaxie r = roR(t) , , R(t) je škálovýfaktor rovnice pro škálový faktor

  4. Proč tak snadno? (pokračování) Proto, je-li vesmír homogenní a izotropní v určitém čase, zůstane takový pořád. Hubblova„konstanta“

  5. Mohl Newton přijít i na toto? Homogenita a izotropie by se neporušily ani po doplnění dalšího členu do rovnice, totiž Rovnice pro škálový faktor by byla Kosmologický člen s kosmologickoukonstantou Λ „zápas tří“ o osud vesmíru: setrvačnost – přitažlivost – kosmologický vliv

  6. Proč tak pozdě? Einsteinovakosmologie Einsteinův statickývesmír 1917 (Einsteinovy rovnice 1915) Odvážnáhypotéza, potvrzenáempiricky ažpozději Překonándíky „obecnérelativitě“ Newtonovskákosmologie E. A.Milne,W. A. McCrea 1934 (Principia1687) Nedostatekempirickýchdůvodůprohomogenitu a izotropii Problém sabsolutnímprostorem as inerciálnísoustavou

  7. Co na tom mění obecná relativita? Einsteinovy rovnice obecné teorie relativity Rik– (1/2)Rgik= κTik + Λgik geometriefyzika Rik , R závisí na metrickémpoli gik(a na jeho derivacích, Tik je tenzorenergie-hybnosti je tzv. FLWR metrika. Pro škálový faktor dává obecná relativity stejný zákon jako newtonovská fyzika, pokud je tlak ve vesmíru zanedbatelný (vesmír je vyplněn „prachem“)

  8. Kosmologická rovnice 1.řádu čili Odtud zderivováním podle času a úpravou dostáváme již uvedenou pohybovou rovnici

  9. Otázky a vyhlídky kosmologie • Původ temné hmoty (pomohou nám experimenty v CERNU?) • Topologie vesmíru (souvislost s anizotropií reliktního záření) • Velký třesk, proměnost „konstant“ a původ šipky času

More Related