Fizyka i Chemia

(1)

Fizyka i Chemia Ziemi

T.J. Jopek

jopek@amu.edu.pl IOA UAM

Temat 1: Wszechświat, kwarki

cząstki elementarne, atomy, gwiazdy, galaktyki.

2012-01-24 T.J.Jopek, Fizyka i chemia Ziemi 1

(2)

Wszechświat - obserwacje okiem nieuzbrojonym

Dzień: Słońce obiekt dominujący, niebieski kolor nieba

(3)

Obserwacje okiem nieuzbrojonym

Wschód, zachód słońca

(4)

(5)

Obserwacje okiem nieuzbrojonym

Wschód, zachód Księżyca

(6)

(7)

(8)

(9)

Jaki jest Wszechświat?

Zasady kosmologii i fizyki:



Wszechświat jest jednorodny i izotropowy,

(z dowolnego miejsca w dowolnym kierunku,

wszechświat wygląda tak samo),



prawa fizyki są wszędzie takie same.

(10)

Przybliżenie zerowe -

Wszechświat jest jednorodny i izotropowy.

Jednorodność, izotropowość mają miejsce jedynie

w przypadku bardzo dużej skali.

Kosmologia nie zajmuje się gwiazdami ale światem

galaktyk („pyłem galaktyk”).

Zasady kosmologiczne to

konsekwencje różnego rodzaju obserwacji, np. :

położenia galaktyk odległych o więcej niż 150 Mpc.

(11)

Przybliżenie zerowe -

Wszechświat jest jednorodny i izotropowy.

Jednorodność, izotropowość mają miejsce jedynie

w przypadku bardzo dużej skali.

2012-01-24 T.J.Jopek, Fizyka i chemia Ziemi

Rozkład przesunięć linii widmowych galaktyk

11

(12)

Jaki jest Wszechświat?



Z definicji Wszechświat jest jeden.



Wszechświat miał początek. Jako pierwsze powstały:

o

czas i przestrzeń (czasoprzestrzeń),

o

materia i energia.

Ciemna energia Ciemna materia

Galaktyki, gwiazdy … (10⁸⁰ atomów),

Materia międzygalaktyczna (wodór…)

0,71 0,24

0,005 0,045

(13)

Współczesny model Wszechświata (symulacja komputerowa)

 Widzialna składowa

Wszechświata to „piana”

galaktyk: ściany, włókna i pustki.

(14)

.

Położenia odległych galaktyk

Ściana Północna

Ściana południowa

Pustki

(15)

Jaki jest Wszechświat?



Wszechświat rozszerza się:

galaktyki oddalają się od siebie.

(16)

W 1929 r. Edwin Hubble i Milton Humason podają związek między szybkością

oddalania się i odległością odległych galaktyk

v – szybkość D – odległość

H₀ = 71.0 ± 2.5 (km/s)/Mpc – stała Hubble

Galaktyki oddalają się od nas z prędkością proporcjonalną do ich odległości

„Ucieczka” galaktyk

D dt H

v  dD 

₀



(17)

Jednostki odległości w astronomii

Jednostka Astronomiczna - JA:

1 JA = 149.60×10⁹ m ( ~150 mln km, średnia odległosć Ziemi od Słońca)

Parsek - pc

1 pc = 206265 JA ≈ 3,086·10¹⁶ m 1 pc ≈ 3,2616 roku świetlnego kiloparsek (kpc) = 10³ pc megaparsek (Mpc) = 10⁶ pc gigaparsek (Gpc) = 10⁹ pc

Rok świetlny – odległość jaką przebywa światło w ciągu jednego roku

(18)

Uwaga!

 Wzrost odległości pomiędzy galaktykami jest konsekwencją rozszerzania się Wszechświata.

Przestrzeń rozszerza się, a wraz z nią „poruszają się” galaktyki.

Analogia z pieczeniem ciasta z rodzynkami.

Odległości między rodzynkami powiększają się w miarę jak ciasto „rośnie”.

(19)

Uwaga!

 W rezultacie rozszerzania przestrzeni obserwujemy „poczerwienienie”

galaktyk – tzw. kosmologiczne przesunięcie ku czerwieni linii widmowych docierającego do obserwatora. światła galaktyk.

 Uniwersalne rozszerzanie się podpowiada konieczność początku Wszechświata, miał on miejsce ok. 14 miliardów lat temu.

 Wiek wszechświata równy jest odwrotności stałej Hubble

lat 10

14 ⁹

1

0

 

 _H

t

(20)

Widmo promieniowania E-M

Obserwacja widma (spektrum) promieniowania E-M

Źródło światła

białego Szklany pryzmat

Widmo

(21)

Widmo promieniowania E-M

Układ z siatką dyfrakcyjną

Drukowanie siatek dyfrakcyjnych

(22)

Rodzaje widma promieniowania E-M

Gęsta i gorąca materia

Gorący gaz

Chłodny gaz

Widmo ciągłe

Widmo emisyjne

Widmo absorbcyjne Siatka

dyfrakcyjna

Położenia linii odpowiadają różnym długością fal promieniowania λ₂

λ₁

(23)

Widmo absorpcyjne Słońca

Widmo emisyjne wodoru

Hel

Układ linii widmowych

jest charakterystyczny

dla danego pierwiastka

(24)

Przesunięcie linii widmowych – parametr z

Widmo galaktyki w chwili emisji fotonów

Widmo w momencie obserwacji fotonów

λ_e _λ

o

Miarą zmiany długości fali fotonu jest parametr ‘z’.

Nazywany go parametrem przesunięcia ku czerwieni

e

z o



 



(25)

„Ucieczki” galaktyk

Interpretując przesunięcie kosmologiczne jako efekt zjawiska Dopplera:

 1



 

 

v c

v z c



o



gdzie: v – radialna szybkość obiektu, c - szybkość światła w próżni

 

 ¹ ¹ 

²

¹ ¹

2





  z z c

v

z v/c

0 0

0.1 0.095

1 0.75

5 0.946

10 0.984

kwazar 3C273 z=0.158

Galaktyka UDFy-38135539, z = 8.6

(26)

Z czego zbudowany jest Wszechświat

Źródła materii - cząstek Wszechświata to procesy mające miejsce w pierwszych milisekundach od jego początku.

Co to za cząstki, jakie są ich własności - odpowiedzi udziela fizyka cząstek elementarnych.

Wielu pierwotnych cząstek obecnie nie napotykamy w przestrzeni kosmicznej. Są bowiem bardzo nietrwałe.

I dlatego chcąc je poznać, fizycy muszą sztucznie stwarzać

warunki podobne do tych z pierwszych chwil istnienia Wszechświata.

(27)

Cząstki elementarne

Materia widoma Wszechświata składa się z protonów, neutronów i elektronów.

 elektron - zidentyfikowano jako cząstkę w roku 1897, Thomson.

 proton - doświadczenia z 1911, 1919-1924, Rutherford.

 neutron – 1932, James Chadwick.

 Cząstki te wystarczają do zrozumienia budowy atomu, rozpadu α

 Zrozumienie rozpadu β wymagało przyjęcia hipotezy o istnieniu cząstki neutrino.

 Wielu fizyków sadziło, że niewiele już potrzeba do ostatecznego poznania struktury materii.

(28)

Cząstki elementarne

Tymczasem w latach 1930-40 odkrywano coraz to nowe cząstki

 μ - mion,

 π - pion,

 K - kaon,

 Σ sigma.

Obok nazw określano je symbolami

:

Nowe cząstki okazały się bardzo nietrwałe i ulegały spontanicznym przemianom w inne cząstki.np.

π

Czas ich połowicznego zaniku – 10^-6 – 10^-23 sek.

O istnieniu wielu z nich świadczą jedynie dowody pośrednie.

μ + ν

(29)

Cząstki elementarne

Nowe cząstki wytwarzane są w wyniku zderzeń przeciwbieżnych wiązek protonów lub elektronów przyspieszonych w urządzeniach zwanych akceleratorami.

Akcelerator w CERN pod Genewą

(30)

Siła Lorenza

B v

q

F   





F

x y

z

F 

v q 

B 



 B 

Tory rozpędzonych cząstek sfotografowane w komorze pęcherzykowej

(31)

Podział cząstek elementarnych

Znamy kilkaset cząstek elementarnych, by się nie pogubić uporządkowano je w oparciu o proste kryteria fizyczne:

I. Podział ze względu na wartość własnego momentu pędu (tzw. spinu)

fermiony

spin połówkowy

bozony

spin całkowity

elektron, proton, neutron

…

foton

jądro deuteru gluon

…

(32)

Podział cząstek elementarnych

II. Podział na cząstki i antycząstki.

cząstka antycząstka

e^- elektron , p proton μ^- mion

…

e⁺pozyton, p^-proton μ⁺ mion,

…

W 1928 r. Dirac przewidział istnienie anty elektronu – pozyton e⁺ . W 1932 roku pozyton zostaje odkryty przez Andersona.

Z czasem stało się jasne, że każda cząstka ma odpowiadającą jej antycząstkę. Kiedy spotkają się cząstka z antycząstką, obydwie ulegają anihilacji.

Rozumiemy przez to, że cząstka i antycząstka znikają, a ich całkowita energia pojawia się w innej postaci, np. postaci dwóch fotonów:

e^- + e⁺ → γ + γ

(33)

Podział cząstek elementarnych

III. Podział ze względu na oddziaływania w jakich cząstki biorą udział

hadrony

oddziaływania silne

leptony

oddziaływania słabe

proton, neutron, pion,

…

elektron,

neutrino elektronowe neutrino mionowe, taon,

neutrino taonowe,

…

(34)

Podział cząstek elementarnych

IV. Podział hadronów ze względu na spin

mezony

jeśli są bozonami

bariony

jeśli są fermionami

pion, kaon, eta,

…

proton neutron, sigma,

…

(35)

Reakcje między cząstkami elementarnymi

Na drodze jądrowych oddziaływań słabych i silnych, cząstki elementarne mogą uczestniczyć w rozmaitych procesach (reakcjach).

Nie wszystkie procesy są dozwolone, ale jedynie te, które spełniają odpowiednie prawa zachowania:

 prawo zachowania liczby leptonowej,

 prawo zachowania liczby barionowej.

Przykład. Możliwy jest taki proces rozpadu leptonu antymionu μ⁺

 





^

 e

^



_e



Natomiast proces rozpadu protonu, w rzeczywistości nigdy nie zachodzi:

e

p 

^

 

(36)

Model kwarkowy

W roku 1964 Gell-Mann i Zweig zauważyli, że wiele własności mezonów i barionów łatwo wyjaśnić jeśli przyjmie się hipotezę, że są one zbudowane z mniejszych

składowych. Gell-Mann nazwał te składniki kwarkami.

Hipoteza okazała się owocna i wkrótce potwierdzono ją doświadczalnie.

Istnieje sześć kwarków i sześć odpowiadających im antykwarków:

Kwark Symbol Masa [MeV/c²]

ładunek liczba barionowa

górny u 5 +2/3 +1/3

dolny d 10 -1/3 +1/3

powabny c 1500 +2/3 +1/3

dziwny s 200 -1/3 +1/3

wysoki t 175000 +2/3 +1/3

niski b 43000 -1/3 +1/3

Nazwy górny, dolny …, wzięte razem nazywane są zapachami kwarków.

(37)

Bariony, mezony i kwarki

Każdy barion zbudowany jest z trzech kwarków.

Proton składa się z kwarków u, u, d.

Ładunek protonu jest równy:

1 3 1 3

2 3

) 2

(   



 

 



 uud

q

Mezony zbudowane są z par kwark-antykwark.

Mezon π⁺ zbudowany jest z kwarka górnego i antykwarka dolnego.

Ładunek pionu π⁺ wynosi:

1 3 1 3

) 2

( u d    

q

(38)

Oddziaływania podstawowe i cząstki pośredniczące:



oddziaływanie elektromagnetyczne (cząstka foton),



oddziaływanie jądrowe słabe (cząstki W, Z)



oddziaływanie jądrowe silne (cząstki gluon, pion),



oddziaływanie grawitacyjne. (cząstka grawiton).

(39)

Odziaływanie EM

W latach 1861-62 Maxewll wykazał, że traktowane dotąd oddzielnie siły elektryczne i magnetyczne są różnymi

przejawami jednego oddziaływania elektromagnetycznego.

Konsekwencją prac Maxewlla była możliwość generowania fali elektromagnetycznej, rozchodzącej się w próżni z prędkością światła c.

Istnienie fal E-M potwierdził w 1888 r.

doświadczalnie Hertz .

Osiągnięcie Maxwella i Hertza stanowi pierwszy w historii fizyki przykład unifikacji oddziaływań.

(40)

Oddziaływanie EM

(41)

Oddziaływania Słabe

Oddziaływania słabe i oddziaływania E-M, okazały się być przejawami bardziej ogólnego oddziaływania elektrosłabego.

(42)

Oddziaływania silne

2012-01-24

T.J.Jopek, Fizyka i chemia Ziemi 44

Oddziaływania silne wiążą ze sobą kwarki we wnętrzu hadronów.

Cząstki w nich pośredniczące nazywamy gluonami.

Teoria zakłada, że każdy „zapach” kwarka występuje w trzech odmianach:

czerwonej, żółtej i niebieskiej.

Mamy zatem 3 kwarki górne, 3 kwarki dolne …

Dlatego oddziaływanie pomiędzy

kwarkami nazywane jest oddziaływaniem kolorowym, a jego teoria to

(43)

Oddziaływania silne

2012-01-24

(44)

Oddziaływania grawitacyjne

Grawitacja to najbardziej powszechne oddziaływanie, obejmuje najodleglejsze obszary Wszechświata.

Jest to oddziaływanie przyciągające, dalekiego zasięgu

i znacznie słabsze od np. oddziaływań elektromagnetycznych.

Stosunek siły elektrycznej do siły grawitacyjnej wynosi:

Hipotetyczne cząstki w nich pośredniczące nazywane są grawitonami.

Teorią najpełniej opisująca grawitację jest ogólna teoria względności.

10

42

16 .

4 



g e

F

(45)

GUT - Grand Unification Theory

GUT to teorie, które próbują połączyć oddziaływania elektrosłabe i oddziaływania jądrowe silne.

Jak dotąd, żadna z dotychczasowych teorii wielkiej unifikacji nie została potwierdzona doświadczalnie.

Marzeniem fizyków jest teoria obejmująca swym zasięgiem także grawitację i jej hipotetyczną cząstkę pośredniczącą grawiton.

Byłaby to teoria wszystkiego.

(46)

Zwięzła historia Wszechświata

Wiadomości na temat elektronu, neutrina, neutronu i protonu wystarczą do poznania budowy otaczającego nas świata.

By zrozumieć w jaki sposób ten świat powstał musimy poznać pozostałe cząstki elementarne.

Otaczający nas świat jest dla tych cząstek zbyt zimny.

W skali energetycznej we wnętrzu Słońca, kT jest rzędu 1keV.

By obserwować cząstki elementarne potrzeba energii GeV, TeV.

Dlatego musimy budować akceleratory.

(47)

Zwięzła historia Wszechświata

14 miliardów lat temu Wszechświat osobliwością - był bardzo mały, gęsty i gorący.

W tych ekstremalnych warunkach doszło do Wielkiego Wybuchu, do zaistnienia kwarków, utworzenia z nich barionów, atomów, a dalej gwiazd, galaktyk i życia na Ziemi.

Proces powstania Wszechświata możemy śledzić do tzw. ery Plancka, trwającej do momentu 10^-43 sekundy od Wielkiego Wybuchu.

W erze Plancka cztery podstawowe oddziaływania stanowiły jedność.

W trakcie stygnięcia Wszechświata kolejno oddzielały się od siebie.

2012-01-24

(48)

Zwięzła historia Wszechświata

Po erze Plancka nastąpiła era inflacji – gwałtownego wzrostu rozmiaru Wszechświata. Gdyby jej nie było, to w chwili obecnej odległe obszary Wszechświata miałyby różną gęstość i temperaturę.

(49)

Promieniowanie reliktowe

(mikrofalowe promieniowanie tła)

Jest to promieniowanie o temperaturze ciała doskonale czarnego ~2.7 K , o niemal izotropowym rozkładzie. Bez inflacji Wszechświata, nie można wyjaśnić pochodzenia tak wysokiej izotropowości tego promieniowania.

Rozkład temperatury promieniowania tła.

Kolor niebieski T=2.7279 K Kolor czerwony T=2.7281 K

(50)

… by Penzias and Wilson, two physicists

from the Bell labs, who got the Nobel prize in 1978 But, in 1964, the radiation predicted by Gamov

was finally detected, with this antenna …

antenna

Penzias Wilson

(51)

Zwięzła historia Wszechświata

Era Plancka ???

Era inflacji, GUT

Początek – zaczynają „działać” prawa fizyki, GUT i grawitacja.

Rozpoczyna się gwałtowne rozszerzanie Wszechświata (inflacja) od rozmiaru protonu do grejfrutu. Temperatura maleje do wartości w której dochodzi do spontanicznego złamania symetrii teorii GUT

Era kwarków

Na skutek inflacji Wszechświat zwiększył rozmiary około 10³⁵ razy.

Powstają kwarki fotony, leptony – plazma („zupa” ) cząstek.

Podział oddziaływania elektrosłabego.

Era hadronowa

Łączą się kwarki, powstają hadrony: protony, neutrony i inne cząstki i antycząstki. Tworzy się niewielka przewaga protonów, na każde 10⁸ antyprotonów istnieje o 1 proton więcej. Dzięki tej nadwyżce utworzy się świat dzisiejszy. Na każdy pozostały po anihilacji proton i neutron przypada ogromna liczba fotonów.

Era leptonowa

Występuje bardzo duża liczba leptonów (elektronów, neutrin i ich antycząstek).

Pod koniec ery następuje anihilacja elektronów z pozytonami,

Era nukleosyntezy

Neutrony stopniowo przekształcają się w protonu, gdy na każdy neutron przypada 7 neutronów większość tych barionów utworzyła jadra helu.

K T

s

t 10^⁴³ ; 10³²

K T

s

t 10^³³ ; 10²⁷

K T

s

t 10^⁶ ; 10¹³

K T

s

t 10^³ ; 10¹²

K T

s

t 1 ; 10¹⁰

(52)

Zwięzła historia Wszechświata

Era

Nieprzeźroczysta

W tym okresie materia składa się głównie z elektronów, protonów i jąder deuteru, helu, litu. Fotony nie mogą swobodnie się poruszać, bowiem ustawicznie oddziałują z materią.

Wszechświat jest nieprzeźroczysty – jakby „pogrążony we mgle”

Pod koniec tej ery istniało znacznie więcej protonów niż jąder helu. Zaczynają powstawać atomy, przewaga liczby atomów wodoru nad liczba atomami helu (9 do1).

Era materii

Większość elektronów została związana w atomach. Fotony mogą już swobodnie poruszać się po całym Wszechświecie, powstaje promieniowanie reliktowe.

Pod wpływem grawitacji atomy wodoru i helu tworzą skupiska inicjujące powstawanie gwiazd i galaktyk.

Era Galaktyk

Powstanie pierwszych gwiazd i galaktyk, układów planetarnych.

Początki życia.

Era współczesna

10¹¹ galaktyk, 10²³ gwiazd, 10⁸⁰ atomów.

Rozwój cywilizacji, pierwsze próby modelowania Wszechświata.

K T

s

t 200 ; 10⁸

K T

t

3000

lat 380000





K T

lat

t 10⁹ ; 70

K T

lat

t 1410⁹ ; 0

(53)

Los Wszechświata

2012-01-24 T.J.Jopek, Wszechswiat, kwarki ... 55

Wszechświatowi pisany jest koniec w zależności od

gęstości masy-energii Wszechświata oraz od wpływu

ciemnej energii.

(54)

Los Wszechświata – gęstość średnia i krytyczna

Gęstość krytyczna Wszechświata:

] [

10 8 1

3

₀² _₂₉ _₃





 gcm

G H

kr





Krzywizna przestrzeni Wszechświata zależy stosunku gęstości średniej Wszechświata do tzw. gęstości krytycznej:

H₀ - stała Hubble, G – stała grawitacji.

Gęstość średnia Wszechświata:



_sr

 1  10

^²⁹

[ gcm

^³

]

(55)

Los Wszechświata

Zgodnie z modelami matematycznymi o geometrii przestrzeni Wszechświata decyduje kosmologiczny parametr gęstości Ω₀:

0

.

kr



sr

 



Przestrzeń zamknięta

Przestrzeń otwarta

Przestrzeń płaska

Współczesne badania wykazują, że Wszechświat jest przestrzennie niemal idealnie „płaski”. (Posiada zerową krzywiznę)

(56)

Los Wszechświata

Do lat 1990-tych sądzono, że wartość parametru gęstości

Ω

₀

przesądza o losach Wszechświata. Tak jednak nie jest i dzisiaj wiadomo, że należy jeszcze uwzględnić wpływ ciemnej energii.

(57)

Los Wszechświata: ciemna energia

Na trop ciemnej energii natrafiono badając supernowe typu Ia.

Znając odległości i przesunięcia ku czerwieni macierzystych galaktyk gwiazd supernowych, można określić tempo rozszerzania się

Wszechświata w różnych momentach jego historii.

Z obliczeń wynika, że ekspansja Wszechświata przyspiesza. Jakaś odpychająca siła przeciw- działa sile grawitacji.

Tę tajemniczą siłę nazwano ciemną energią.

Ciemna energia rozwiązuje problem

brakującej masy-energii Wszech- świata, niezbędnej do jego

spłaszczenia. Zmienia też liczbę

możliwych zakończeń życia Wszech- świata.

(58)

Los Wszechświata – 4 scenariusze

W zależności od przyszłego zachowania ciemnej energii oraz średniej gęstości Wszechświata, możliwych jest kilka zakończeń jego życia:

Wielki Skurcz

Wielki Chłód Zmodyfikowany

Wielki Chłód Wielkie rozerwanie

(59)

Losy Wszechświata?

 Wielki Skurcz to odwrotność Wielkiego Wybuchu. Cała materia i energia zapadają się w nieskończenie gorącą i gęstą osobliwość.

Obecnie ten scenariusz wydaje się najmniej prawdopodobny.

 Wielki Chłód. Jeżeli ρ_sr jest równa bądź nieco mniejsza od ρ_kr, a wpływ ciemnej energii będzie się zmniejszać, ekspansja będzie ulegać spowolnieniu, ale nigdy nie ustanie.

Po niewyobrażalnie długim czasie Wszechświat pogrąży się w Wielkim Chłodzie.

(60)

Losy Wszechświata?

 Zmodyfikowany Wielki Chłód.Jeżeli wpływ ciemnej energii będzie zawsze tak duży jak obecnie, Wszechświat będzie się rozszerzać coraz szybciej. Struktury niezwiązane grawitacją będą się od siebie oddalać z prędkością, która przewyższy prędkość światła.

Przestrzeń może tak ekspandować, materia i promieniowanie – nie.

Końcem Wszechświata będzie tu również Wielki Chłód.

 Wielkie Rozerwanie. Jeżeli moc ciemnej energii będzie coraz większa, przewyższy ona wszystkie oddziaływania podstawowe – Wszechświat ulegnie rozerwaniu w skali czasu 20-30 mld. lat.

Najpierw rozerwane zostaną galaktyki, dalej układy planetarne … atomy.

(61)

Los Wszechświata – zimna śmierć

Jeżeli Wszechświatowi pisany jest Wielki Chłód wówczas jego śmierć będzie powolna:

 w ciągu 10¹² lat galaktyki zużyją cały gaz potrzebny do powstawania gwiazd,

 po 10²⁵ latach większość materii będzie uwięziona w martwych gwiazdach takich jak czarne dziury, wypalone białe karły,

 po 10³² latach protony zaczną rozpadać się na fotony, elektrony, pozytony i neutrina,

 po kolejnych 10⁶⁷ latach czarne dziury zaczną parować wysyłając cząstki i promieniowanie,

 po 10¹⁰⁰ latach zimny i ciemny wszechświat wypełniać będzie rzadkie morze fotonów i cząstek elementarnych.

(62)

Starożytne modele Wszechświata

Sumerowie, Babilończycy, Chaldejczycy, Hebrajczycy

(63)

Starożytne modele Wszechświata

Egipt

Majowie

(64)

Starożytne modele Wszechświata

Indie

(65)

Grecy,... Ptolemeusz

Starożytne modele Wszechświata

(66)

Geocentryczny Układ Planetarny

(Wersja uproszczona)

deferent

epicykl

(67)

Nowożytne modele Wszechświata

Europa, Polska

(68)

Modele Wszechświata

Dlaczego współczesne modele są bliższe prawdy?

Czy jesteśmy bardziej inteligentni od astronomów starożytnych?

Opanowaliśmy metodę

naukową i rozwinęliśmy technikę.

Dlaczego współczesna nauka i technika powstały w Europie a nie w Egipcie,

Babilonie, Chinach, Indiach, Ameryce ...?

(69)

Metoda naukowa



Stawianie problemów - hipotez, które można weryfikować.



W naukach przyrodniczych, weryfikacja hipotezy pociąga jej konfrontację z doświadczeniem.



Fizyka i Chemia

Fizyka i Chemia Ziemi

T.J. Jopek

jopek@amu.edu.pl IOA UAM

Temat 1: Wszechświat, kwarki

cząstki elementarne, atomy, gwiazdy, galaktyki.

Wszechświat - obserwacje okiem nieuzbrojonym

Obserwacje okiem nieuzbrojonym

Obserwacje okiem nieuzbrojonym

Jaki jest Wszechświat?

Zasady kosmologii i fizyki:

Wszechświat jest jednorodny i izotropowy,

prawa fizyki są wszędzie takie same.

Przybliżenie zerowe -

Wszechświat jest jednorodny i izotropowy.

Przybliżenie zerowe -

Wszechświat jest jednorodny i izotropowy.

Jaki jest Wszechświat?

Z definicji Wszechświat jest jeden.

Wszechświat miał początek. Jako pierwsze powstały:

czas i przestrzeń (czasoprzestrzeń),

materia i energia.

Współczesny model Wszechświata (symulacja komputerowa)

.

Położenia odległych galaktyk

Jaki jest Wszechświat?

Wszechświat rozszerza się:

galaktyki oddalają się od siebie.

„Ucieczka” galaktyk

D dt H

v  dD 



Jednostki odległości w astronomii

Uwaga!

Uwaga!

lat 10

14 9

1

 

 H

t

Widmo promieniowania E-M

Obserwacja widma (spektrum) promieniowania E-M

Widmo promieniowania E-M

Układ z siatką dyfrakcyjną

Rodzaje widma promieniowania E-M

Układ linii widmowych

jest charakterystyczny

dla danego pierwiastka

Przesunięcie linii widmowych – parametr z

e

e

z o





 



„Ucieczki” galaktyk

 1



 

 

v c

v z c





 

 1 1 

1 1







  z z c

v

Z czego zbudowany jest Wszechświat

Źródła materii - cząstek Wszechświata to procesy mające miejsce w pierwszych milisekundach od jego początku.

Co to za cząstki, jakie są ich własności - odpowiedzi udziela fizyka cząstek elementarnych.

Wielu pierwotnych cząstek obecnie nie napotykamy w przestrzeni kosmicznej. Są bowiem bardzo nietrwałe.

I dlatego chcąc je poznać, fizycy muszą sztucznie stwarzać

warunki podobne do tych z pierwszych chwil istnienia Wszechświata.

14 ⁹

 _H

 ¹ ¹ 

¹ ¹