Filozofia przyrody Wykład 10. Elementy filozofii kosmologii

Filozofia przyrodyWykład 10. Elementy filozofii kosmologii

Andrzej Łukasik Instytut Filozofii UMCS

http://bacon.umcs.lublin.pl/[email protected]

• Do lat dwudziestych XX wieku – Wszechświat jest wieczny i niezmienny (statyczny)

• Czas i przestrzeń – niezmienna scena, po której poruszają się gwiazdy, planety i wszystkie ciała niebieskie (klasyczny, Newtonowski obraz świata)

• Albert Einstein – z rozwiązań równań ogólnej teorii względności (OTW) wynikało, że Wszechświat rozszerza się lub kurczy

• Stała kosmologiczna Λ w równaniach OTW (odpychanie grawitacyjne) miała zapewnić rozwiązania dające statyczny Wszechświat

• …później uznał to za „największy błąd życia”

• „Dziś wiemy, że nie da się skonstruować statycznego modelu nieskończonego Wszechświata, w którym siła ciążenia jest zawsze przyciągająca” (Stephen Hawking)

T

c

GgRgR

4

8

2

1

2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej 2

http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/eb/Stephen_Hawking.StarChild.jpg

Zasada kosmologiczna (kopernikańska)

• Ziemia nie zajmuje wyróżnionego miejsca we Wszechświecie

• Wszechświat wygląda tak samo niezależnie od kierunku, w którym patrzymy i jest to prawdą niezależnie od punktu, z którego wykonywane są obserwacje

• Prawa fizyki obowiązujące na Ziemi są ważne w całym Wszechświecie

• Zasada kosmologiczna dotyczy wielkoskalowej struktury Wszechświata – jest tym lepiej spełniona, im większe obszary Wszechświata rozważamy


http://pl.wikipedia.org/wiki/Grafika:Nikolaus_Kopernikus.jpg

Kosmologia relatywistyczna

• Baza obserwacyjna – astronomia pozagalaktyczna• Rozwiązania równań pola ogólnej teorii względności Einsteina (OTW –

1916, współczesna teoria grawitacji, zastępująca teorię Newtona)

• Konstrukcja modeli kosmologicznych• Aleksander Friedman, 1922: ogólne jednorodne i izotropowe rozwiązanie

równań Einsteina opisujące rozszerzanie się Wszechświata (równanie Friedmana)

• Georges Lamaître, 1927: hipoteza pierwotnego atomu – prekursor modelu Wielkiego Wybuchu

T

c

GRgR

4

8

2

1


2

22

3

8

a

kcG

a

a

• Ogólna teoria względności (Einstein, 1916) – rozszerzenie STW na układy nieinercjalne, uwzględnienie grawitacji

• Ogólna zasada względności: prawa fizyki są lokalnie takie same dla wszystkich (inercjalnych i nieinercjalnych) układów odniesienia

• Zasada równoważności: pole grawitacyjne jest lokalnie równoważne polu bezwładności

5

• Ogólna teoria względności – powiązanie własności czasu i przestrzeni z rozkładem materii

• Potwierdzenia – np. GPS

6

Rozkład mas zakrzywia czasoprzestrzeń

7

T

c

GRgR

4

8

2

1

Ucieczka galaktyk

• Edwin Hubble (1929), jedno z największych odkryć naukowych XX w.

• Linie widmowe galaktyk są przesunięte w stronę większych długości fal (w stronę czerwieni), w stosunku do tych, które są obserwowane w laboratorium (przesunięcie ku czerwieni – ang. red shift)


Efekt Dopplera

• Christian Andreas Doppler (1842) • Obserwowalna długość fali (dźwięku lub światła)

zależy od ruchu źródła fal względem obserwatora– Dla źródła spoczywającego: = cT– Dla źródła oddalającego się prędkością v: T’ = T + vT/c– Długość fali światła emitowanego przez źródło: = cT – Długość fali światła przybywającego do O: ’= cT’

’/ = T’/T = 1 + v/c


Prawo Hubble’a

v = H0 r

v - prędkość, r – odległość, H0 = 73 km/s/Mpc - stała Hubble’a (1pc = 3,2616 roku świetlnego); 1 Mpc = 106 pcUwaga: ucieczka galaktyk a zasada kosmologiczna – galaktyki oddalają się od siebie nawzajem (Ziemia nie jest wyróżnionym punktem)


Teoria Wielkiego Wybuchu

• Ok. 13,7 mld lat temu cała materia skupiona była w jednym punkcie (początkowa osobliwość – nieskończenie wielka temperatura i gęstość materii, zerowe rozmiary)

• Na początku był Wielki Wybuch (ang. Big Bang) …• Wszechświat rozszerza się i stygnie – gdy rozmiary Wszechświata rosną

dwukrotnie, temperatura spada o połowę• T = 1/H – wiek Wszechświata• „Przed” Wielkim Wybuchem nie było ani czasu ani przestrzeni


• George Gamow, Ralph Alpher, Robert Hermann – zastosowanie znanej fizyki do badania wczesnych etapów ewolucji Wszechświata

• 1948: Wszechświat powinien być kiedyś bardzo gęsty i wypełniony promieniowaniem o wysokiej temperaturze

• Promieniowanie to powinno obecnie mieć temperaturę kilku K – ochłodzone wskutek ekspansji Wszechświata

• Wcześniej materia była „nieprzezroczysta” dla fotonów (fotony oddziaływały ze zjonizowanym gazem wodorowo-helowym)


Kosmiczne mikrofalowe promieniowanie tła

• 1965 – Arno Penzias i Robert Wilson (Bell Laboratories, New Jersey) – odkrycie mikrofalowego promieniowania o T = 2,7 K izotropowo wypełniającego Wszechświat (podczas kalibracji anteny radiowej do komunikacji z satelitą Echo)

• 1978 – Nagroda Nobla• Robert Dicke i jego grupa z Princeton –

interpretacja promieniowania mikrofalowego jako pozostałości po Wielkim Wybuchu

• Pomiary natężenia promieniowania tła – 1989 satelita COBE (Cosmic Background Explorer)

13

Modele Friedmana

14

• To, który scenariusz odpowiada rzeczywistości zależy od gęstości materii we wszechświecie (10-29 g/cm3 – ok. 1 atom H na m3)

• Najprawdopodobniej Wszechświat jest płaski (gęstość materii = gęstości krytycznej)

• „Gdyby materię pochodzącą ze wszystkich galaktyk i gwiazd rozproszyć równomiernie w dzisiejszym Wszechświecie, to w każdym metrze sześciennym znalazłby się mniej więcej jeden atom wodoru. Jest to o wiele doskonalsza próżnia, niż kiedykolwiek mogłaby być wytworzona w ziemskim laboratorium. Nasza przestrzeń jest głównie właśnie — pustą przestrzenią” (J. Barrow, Początek wszechświata, s. 53).


1. Era Plancka od Wielkiego Wybuchu do czasu Plancka t = 10-43 s (era kwantowej grawitacji, kosmologii kwantowej)

• Symetria i unifikacja wszystkich oddziaływań (grawitacji, elektromagnetycznych, silnych i słabych jądrowych) – jedno „superoddziaływanie”

• Przy gęstości materii >10 94 g/cm3

i T = 1033 K nie obowiązują znane nam prawa fizyki

• Potrzebna jest synteza mechaniki kwantowej z ogólną teorią względności – kwantowa teoria grawitacji

• Pod koniec ery Plancka, gdy spada gęstość i temperatura, oddzielają się oddziaływania grawitacyjne i zaczynają obowiązywać znane nam prawa fizyki


„Pomimo swej nazwy, teoria Wielkiego Wybuchu nie dotyczy wcale samego wybuchu. W rzeczywistości jest tylko teorią jego następstw. Równania tej teorii opisują, w jaki sposób pierwotna kula ognista rozszerzała się, ochładzała i zagęszczała, tworząc galaktyki, gwiazdy i planety. Samo to jest już ogromnym osiągnięciem. Niemniej standardowa teoria Wielkiego Wybuchu nie mówi nic o tym, co wybuchło, dlaczego wybuchło ani co działo się przedtem”. Alan H. Guth, Wszechświat inflacyjny. W poszukiwaniu nowej teorii pochodzenia kosmosu, Warszawa 2000, s. 15


2. Era hadronowa (od czasu Plancka t = 10-43 s do t = 10-4 s)

• t = 10-35 s – oddziela się silne oddziaływanie jądrowe

• t = 10-12 s, T = 1015 – oddziaływanie elektrosłabe rozpada się na elektromagnetyczne i słabe (odtąd istnieją 4 odrębne oddziaływania)

• t = 10-6 s, T = 1013 – z kwarków powstają hadrony (proton, neutron, piony…) i antyhadrony

• t = 10-4 s – anihilacja hadronów w promieniowanie (E = mc2)

• Pozostaje niewielka nadwyżka hadronów nad antyhadronami (stanowi obecnie całą materię, która wypełnia Wszechświat)


Inflacja (od t = 10-35 s do t = 10-32 s)

• Obserwowalny Wszechświat – ok. 100 mld lat świetlnych średnicy

• Wszechświat (wszystko, co istnieje) może być znacznie większy…

• Gwałtowne (wykładnicze) rozszerzanie się Wszechświata

• Alan Guth (1979)• Inflacja wyjaśnia dlaczego jest:

1. płaski (euklidesowy)2. jednorodny

• Przestrzeń Wszechświata powiększyła się 1030 (lub 1050) razy (sto milionów miliardów miliardów razy), czyli tyle ile w ciągu pozostałej 13,7 mld lat trwającej ewolucji


3. Era leptonowa (od t = 10-4 s do t = 10 s)

• t = 10-4 s, T = 1012 K – tworzą się leptony (elektrony, neutrina i ich antycząstki)

• Rozpoczyna się nukleosynteza – postają jądra He

• Gdy t = 2 s neutrina przestały oddziaływać z resztą materii – powstaje tło neutrinowe (obecnie o. 100 neutrin/cm3, T= 2 K)


4. Era promienista (od t = 10 s do t = 1 mld lat)

anihilacja:cząstka + antycząstka → promieniowaniee + e+ → 2γ

• Elektrony i pozytony anihilują, zamieniając się w promieniowanie elektromagnetyczne

• Po ok. 400 000 latach następuje oddzielenie promieniowania od materii (nie oddziałuje już silnie z materią), materia staje się „przezroczysta” dla promieniowania (obserwowane dziś jako mikrofalowe promieniowanie tła o T = 2,7 K; odkrycie: Penzias i Wilson, 1965)

• T = 104 – rekombinacja: powstają pierwsze atomy H (75%) i He (25%)


5. Era galaktyczna (od t = 1 mld lat do teraz)

• Składniki materii = atomy H i He• Pod wpływem przyciągania

grawitacyjnego po ok. 400 (może nawet 200) mln lat tworzą się pierwsze gwiazdy i galaktyki

• W gwiazdach powstają ciężkie pierwiastki (synteza H w He, w późniejszym etapie ewolucji gwiazdy – następuje przemiana helu w węgiel, azot, krzem, fosfor i inne pierwiastki istotne m.in. dla ewolucji biologicznej)

• „Każdy atom węgla w naszym ciele powstał w gwiazdach”.

J. Barrow, Początek Wszechświata, s. 26


Przyspieszanie ekspansji i problem ciemnej materii

• Najnowsze obserwacje: tempo ekspansji Wszechświata wzrasta• Co powoduje przyspieszenie?• Ponowne wprowadzenie stałej kosmologicznej do OTW• Jedynie 5% zawartości Wszechświata stanowi zwykła materia (barionowa)• ok. 95% Wszechświata stanowi ciemna materia i ciemna energia• Ciemna materia (ok. 25%)

– MACHO (masywne zwarte obiekty halo galaktycznego – wygasłe gwiazdy: czerwone, brązowe i białe karły, gwiazdy neutronowe, czarne dziury?

– WIMP (słabo oddziałujące masywne cząstki – aksjony, cząstki supersymetryczne)?– Neutrina z niezerową masą spoczynkową?

• Ciemna energia (ok. 70%) – nieznany dotąd rodzaj energii odpowiedzialny za przyspieszanie ekspansji Wszechświata (związana ze stałą kosmologiczną)


Wielki Wybuch a stworzenie świata przez Boga

• „Kosmologia pozostaje więc neutralna wobec zagadnienia stworzenia świata przez Boga – wynika to z podstawowej zasady, jaką musi respektować każda dziedzina wiedzy naukowej, to znaczy z zasady naturalizmu metodologicznego. Zgodnie z tą zasadą, nauka musi wyjaśniać wszechświat samym wszechświatem i nie może w tym wyjaśnianiu odwoływać się do czynników nadprzyrodzonych”.

M. Heller, T. Pabjan, Elementy filozofii przyrody, s. 169-170


Teoria stanu stacjonarnego

• Hermann Bondi, Thomas Gold, Fred Hoyle (1948) – koncepcja usiłująca uniknąć pierwotnej osobliwości

• Hipoteza: w miarę, jak galaktyki oddalają się od siebie, w pustych obszarach powstają stale nowe zbudowane z ciągle tworzonej materii (ok. 1 cząstki na km3 na rok; 1 atom wodoru na m3 na miliard lat): liczba galaktyk na jednostkę objętości powinna być taka sama zawsze i wszędzie we wszechświecie. Wszechświat jest niezmienny w czasie — zawsze taki sam.


Model Hartle’a-Hawkinga

• W erze Plancka czas staje się jednym z wymiarów przestrzeni – znika „początek czasu”, a zatem osobliwość

• Wszechświat nie istnieje odwiecznie, wyłania się z kwantowej próżni (tunelowanie świata z nicości)


Zasada antropiczna

• Koncepcja wyprowadzająca wnioski dotyczące wszechświata i obowiązujących w nim praw przyrody (B. Carter, 1973)

• Stałe fizyczne (i prawa przyrody) nie mogą być dowolne, by istniał człowiek• R. H. Dicke (1961) – aby mógł się pojawić człowiek np. musi istnieć węgiel,

który powstał w gwiazdach (życie nie mogło się pojawić przed powstaniem gwiazd); muszą istnieć gwiazdy, które są źródłem energii (życie nie może istnieć w epoce po wypaleniu się gwiazd…)

• Słaba zasada antropiczna – obserwujemy wszechświat takie a nie inny i w takiej a nie innej epoce, ponieważ w innych epokach nie moglibyśmy istnieć

• Mocna zasada antropiczna – wszechświat musi być taki, aby dopuszczał w pewnym etapie istnienie rozumnych obserwatorów (czy Wszechświat został „zaprojektowany”?)


Wieloświat (multiverse)

• Nasz Wszechświat jest tylko jednym z wielu (może nieskończenie wielu) wsześchwiatów równoległych, które są tak samo realne, jak nasz.

• W różnych wszechświatach wartości stałych fizycznych i warunków początkowych mogą być różne.

• Zycie (i rozumni obserwatorzy) mogą istnieć tylko w szczególnych światach, które sprzyjają ich zaistnieniu.


• wiek Wszechświata — 13,7 mld lat• dinozaury — 230 mln lat temu• najstarsze skamieniałe bakterie — 3 mld lat• Układ Słoneczny i Ziemia — 4,6 mld lat


• Droga Mleczna — dysk o średnicy 80 000 i grubości 6000 lat świetlnych, M = 100 miliardów Ms

• Układ Słoneczny — ok. 30 000 lat świetlnych od centrum, dysk wiruje 250 km/s

• Najbliższa gwiazda — Proxima Centauri — 4 lata świetlne• Słońce jest przeciętną gwiazdą na brzegu jednego z ramion galaktyki

spiralnej ok. 35 000 lat świetlnych o jej centrum.


Stała kosmologiczna

• 2000 r. – odkrycie, że galaktyki oddalają się coraz szybciej• Niezgodność z Modelami Friedmanna• Hipoteza: stała kosmologiczna (którą Einstein wprowadził do swoich

równań i uznał za „największy błąd w życiu”) ma niezerową wartość, co oznacza wprowadzenie grawitacyjnego odpychania się galaktyk na wielkich odległościach


• „zwykła materia” (czyli ta, którą opisuje model standardowy) to jedynie ok. 4% zawartości Wszechświata

• ok. 23% zawartości Wszechświata - ciemna materia (materia, która nie emituje promieniowania elektromagnetycznego)– hipotetyczne subatomowe cząstki, zwane aksjonami– ząstki supersymetryczne – neutrina.

• Według innych hipotez:– duże obiekty zwane MACHO (massive compact halo objects) – ciała wielkości co najmniej

Jowisza, które nie są jednak wystarczająco masywne, aby stać się gwiazdami i nie emitują promieniowania elektromagnetycznego

– czarne dziury.


• Ciemna energia, stanowiąca ok. 73% zawartości Wszechświata, miałaby równomiernie wypełniać całą przestrzeń i być odpowiedzialna obserwowane przyspieszanie ekspansji Wszechświata

• Problem antymaterii: podczas Wielkiego Wybuchu materia i antymateria były produkowane w takiej samej ilości. Dlaczego Wszechświat składa się niemal wyłącznie z materii?


Pytania kontrolne• Sformułuj ogólną zasadę względności Einsteina (zasadę równoważności)• Co to jest zasada kosmologiczna• Omów przesunięcie ku czerwieni, ucieczkę galaktyk i prawo Hubble’a• Jakie znaczenie dla modelu Wielkiego Wybuchu miało odkrycie mikrofalowe go

promieniowania tła• Co to są modele Friedmana i jaki jest ich związek z geometrią czasoprzestrzeni• Opisz model standardowy Wielkiego Wybuchu• Co to jest zasada antropiczna (wersja słaba i mocna)• Omów nierozwiązane problemy współczesnej kosmologii


Filozofia przyrody Wykład 10. Elementy filozofii kosmologii

Documents

Transcript of Filozofia przyrody Wykład 10. Elementy filozofii kosmologii