Zrýchľovanie vesmíru. Zrýchľovanie vesmíru. o výprave na kraj vesmíru a čo tam astronómovia objavili

Zrýchľovanie vesmíru o výprave na kraj vesmíru a čo tam astronómovia objavili

Obsah 1 2 ako sa to pozorovalo 3 čo to (asi) znamená

Nobelova cena za fyziku 2011:

Nobelova cena za fyziku 2011: 1 2 SAUL PERLMUTTER Projekt kozmológie supernov Berkley, Kalifornia

Nobelova cena za fyziku 2011: 1 2 SAUL PERLMUTTER Projekt kozmológie supernov Berkley, Kalifornia 1 2 BRIAN SCHMIDT a ADAM RIESS Tím vyhľadávania supernov s vysokým z ANU / Mount Stromlo, Austrália

Nobelova cena za fyziku 2011: 1 2 SAUL PERLMUTTER Projekt kozmológie supernov Berkley, Kalifornia 1 2 BRIAN SCHMIDT a ADAM RIESS Tím vyhľadávania supernov s vysokým z ANU / Mount Stromlo, Austrália za objav zrýchľujúceho sa rozpínania vesmíru pozorovaním vzdialených supernov

Nobelova cena za fyziku 2011: 1 2 SAUL PERLMUTTER Projekt kozmológie supernov Berkley, Kalifornia 1 2 BRIAN SCHMIDT a ADAM RIESS Tím vyhľadávania supernov s vysokým z ANU / Mount Stromlo, Austrália za objav zrýchľujúceho sa rozpínania vesmíru pozorovaním vzdialených supernov ako sa zistí, že sa vesmír zrýchľuje? v = r/ t, a = v/ t? NIE; ľudský život je v porovnaní s vekom vesmíru toľko, čo jeden nádych v porovnaní s ľudským životom

v ČERVENÝ POSUN (kozmologický, nie Dopplerov); v?

v ČERVENÝ POSUN (kozmologický, nie Dopplerov); v? v ďaleko = v dávno; Deneb vidíme v čase, keď Chlodovik I porazil Vizigótov a stal sa pánom Galie v r HUBBLE: v ďaleko dnes r dnes r dnes (nie dávno, viď izotropia žiarenia v S 0 ) INTENZITA

v ČERVENÝ POSUN (kozmologický, nie Dopplerov); v? v ďaleko = v dávno; Deneb vidíme v čase, keď Chlodovik I porazil Vizigótov a stal sa pánom Galie v r HUBBLE: v ďaleko dnes r dnes r dnes (nie dávno, viď izotropia žiarenia v S 0 ) INTENZITA v > 0: väčšie v dnes aj r dnes tmavšie ďaleké galaxie

v ČERVENÝ POSUN (kozmologický, nie Dopplerov); v? v ďaleko = v dávno; Deneb vidíme v čase, keď Chlodovik I porazil Vizigótov a stal sa pánom Galie v r HUBBLE: v ďaleko dnes r dnes r dnes (nie dávno, viď izotropia žiarenia v S 0 ) INTENZITA v > 0: väčšie v dnes aj r dnes tmavšie ďaleké galaxie čo by sme videli pri zrýchlení nula opis v ŠTR, c = 1

v ČERVENÝ POSUN (kozmologický, nie Dopplerov); v? v ďaleko = v dávno; Deneb vidíme v čase, keď Chlodovik I porazil Vizigótov a stal sa pánom Galie v r HUBBLE: v ďaleko dnes r dnes r dnes (nie dávno, viď izotropia žiarenia v S 0 ) INTENZITA v > 0: väčšie v dnes aj r dnes tmavšie ďaleké galaxie čo by sme videli pri zrýchlení nula opis v ŠTR, c = 1 ČERVENÝ POSUN: z λ 1 + v λ = 1 v 1

v ČERVENÝ POSUN (kozmologický, nie Dopplerov); v? v ďaleko = v dávno; Deneb vidíme v čase, keď Chlodovik I porazil Vizigótov a stal sa pánom Galie v r HUBBLE: v ďaleko dnes r dnes r dnes (nie dávno, viď izotropia žiarenia v S 0 ) INTENZITA v > 0: väčšie v dnes aj r dnes tmavšie ďaleké galaxie čo by sme videli pri zrýchlení nula opis v ŠTR, c = 1 ČERVENÝ POSUN: z λ 1 + v λ = 1 v 1 I 0 INTENZITA: I = (1 + z) 2 (jedno 1 1 + z jedno za časové rozostupy), I 0 = r 1 v 2 (súčiniteľ 1 1 v 2 za kontrakciu dĺžok) za energiu fotónov, L 4πr 0 2, r 0 =

I = L 4πr L 2, r L žiarivá vzdialenosť = 1 + z 1 v 2 r

I = L 4πr L 2, r L žiarivá vzdialenosť = 1 + z 1 v 2 r HUBBLOV ZÁKON: v = Hr r L =... = 1 H z ( 1 + z 2 ) ; približne: ľub. vesmír s a = 0 / presne: otvorený vesmír bez látky MILNE

ako sa to pozorovalo čo sú vzdialené supernovy? typ 1a: biely trpaslík = hviezda s M M a rozmermi planéty, M max = 1, 4M CHANDRASEKHAR; BT synt. O v 2-hviezde: AKRECIA M sa priblíži k M max BT vybuchne

ako sa to pozorovalo čo sú vzdialené supernovy? typ 1a: biely trpaslík = hviezda s M M a rozmermi planéty, M max = 1, 4M CHANDRASEKHAR; BT synt. O v 2-hviezde: AKRECIA M sa priblíži k M max BT vybuchne ako sa robí ich pozorovanie? 1. nov: zvýšenie jasu (snímky širokouhlou kamerou, Praktický vesmír), 2. nov: spektrá (veľké ďalekohľady na Havaji a v Chile), potom: svetelné krivky (Hubble, Chile, Arizona...); SN 1a čiary Si II, jasnejšie SN žiaria dlhšie

čo to (asi) znamená na zrýchľujúce sa rozpínanie vesmíru je potrebná ANTIGRAVITÁCIA kde ju vezmeme?

čo to (asi) znamená na zrýchľujúce sa rozpínanie vesmíru je potrebná ANTIGRAVITÁCIA kde ju vezmeme? odpoveď A. E. z r. 1917: kozmologická konštanta λ Λ / dodatok z r. 1998:... čiže tmavá energia; Ω ( eschatologický parameter ) = = ρ 1, ρ krit plochý vesmír: zrýchľovanie pri ρ krit 2 Ω l Ω Λ < 0

čo to (asi) znamená ako funguje Λ? Einsteinove rovnice: ρ ef = ρ + 3p / Λ energia vákua: lorentzovská invariantnosť vákua p = ρ (ťah, nie tlak!); PROBLÉMY: chýba 120 rádov (!) a nevieme, prečo je Λ s látkou namiešaná v pomere 1 dnes kvintesencia? spätná reakcia nehomogenít / veľké prázdno?

čo to (asi) znamená ako funguje Λ? Einsteinove rovnice: ρ ef = ρ + 3p / Λ energia vákua: lorentzovská invariantnosť vákua p = ρ (ťah, nie tlak!); PROBLÉMY: chýba 120 rádov (!) a nevieme, prečo je Λ s látkou namiešaná v pomere 1 dnes kvintesencia? spätná reakcia nehomogenít / veľké prázdno? Sme pohyb ruky uprostred miliónov ročných období, sme náznak dotyku uprostred miliónov a miliónov slnečných požiarov. A hovoríme s obrazmi slnka. Horiaci pes, náčelník Čejenov