Transcript Elementy filozofii kosmologii

Elementy filozofii
kosmologii
Andrzej Łukasik
Zakład Ontologii i Teorii Poznania
Instytut Filozofii UMCS
http://bacon.umcs.lublin.pl/~lukasik
www.filozofia.umcs.lublin.pl
Problemy nieskończoności czasowej i przestrzennej wszechświata
• Religia chrześcijańska: „Na początku stworzył Bóg niebo i
ziemię” (Gen. 1,1) – creatio ex nihilo
• Filozofia grecka: ex nihilo nihil fit
• Nauka: „Od zarania nauki nowożytnej do lat dwudziestych
naszego wieku wśród uczonych panowało przeświadczenie, że
u podłoża dociekań naukowych nad wszechświatem leżeć
musi założenie o jego zarówno odwieczności jak i wieczności”
(H. Eilstein, Uwagi o kreacjonizmie na tle hipotezy Wielkiego
Wybuchu, [w:] Szkice ateistyczne, s. 255).
• Albert Einstein – stała kosmologiczna i „największy błąd życia”
Paradoks Olbersa (fotometryczny)
• Heinrich Olbers (1826): „Dlaczego nocą niebo jest ciemne?”
• Jeśli Wszechświat jest statyczny i nieskończony czasowo i
przestrzennie oraz zawiera nieskończoną liczbę mniej więcej
równomiernie rozmieszczonych gwiazd, to…
• obserwowana jasność gwiazdy (gęstość strumienia światła)
maleje odwrotnie proporcjonalnie do kwadratu odległości (I ~
1/ r 2)…
• … ale liczba gwiazd, jakie obserwujemy w dowolnym wycinku
nieba rośnie proporcjonalnie objętości tego wycinka, a zatem
do trzeciej potęgi odległości r 3.
• Zatem nocne niebo powinno być przynajmniej tak jasne, jak
powierzchnia Słońca.
Paradoks grawitacyjny
• Carl Neumann i Hugo von Seeliger (XIX w.)
• Według klasycznej teorii grawitacji Newtona wszystkie ciała
przyciągają się do siebie.
• Dlaczego nie nastąpił kolaps grawitacyjny (tzn. dlaczego
materia nie skupiła się w jednym miejscu?)
• Hipotezy:
- h1: modyfikacja teorii Newtona (odpychanie grawitacyjne)
- h2: w nieskończonym Wszechświecie nie istnieje wyróżnione
centrum (ale wówczas pozostaje paradoks Olbersa)
- h2 nie jest poprawna: w nieskończonym Wszechświecie każdy
punkt może być uznany za centrum
Teoria śmierci cieplnej Wszechświata
• Hermann von Helmholtz (1856)
• II zasada termodynamiki (Clausius 1850): ciepło przepływa
zawsze od ciał cieplejszych do zimniejszych
• Entropia S = Q/T jest niemalejącą funkcją stanu
• Entropia Wszechświata rośnie – gwiazdy promieniują energię
w zimne obszary, więc gwiazdy tracą energię – wszystkie
procesy we wszechświecie dążą do osiągnięcia stanu
równowagi termodynamicznej, czyli stanu maksymalnej
entropii
• Jeśli Wszechświat jest wieczny, to dlaczego nie nastąpił jeszcze
stan śmierci cieplnej Wszechświata?
• 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”
R  
1
2
g  R  g   
8 G
c
4
T 
• „Dziś wiemy, że nie da się skonstruować statycznego modelu
nieskończonego Wszechświata, w którym siła ciążenia jest zawsze
przyciągająca” (Stephen Hawking)
2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej
6
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
2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej
7
Kosmologia relatywistyczna
• Baza obserwacyjna – astronomia pozagalaktyczna
• Rozwiązania równań pola ogólnej teorii względności Einsteina (OTW –
1916, współczesna teoria grawitacji, zastępująca teorię Newtona)
R  
1
2
g  R 
8 G
c
4
T 
• Konstrukcja modeli kosmologicznych
• Aleksander Friedman, 1922: ogólne jednorodne i izotropowe rozwiązanie
równań Einsteina opisujące rozszerzanie się Wszechświata (równanie
2
Friedmana)
  
2
a
8 G
kc
 2
  
3
a
a
 
• Georges Lamaître, 1927: hipoteza pierwotnego atomu – prekursor modelu
Wielkiego Wybuchu
2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej
8
• 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
9
• Ogólna teoria względności – powiązanie własności czasu i przestrzeni z
rozkładem materii
• Potwierdzenia – np. GPS
10
Rozkład mas zakrzywia czasoprzestrzeń
R  
1
2
g  R 
8 G
c
4
T 
11
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)
2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej
12
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
2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej
13
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 pc
Uwaga: ucieczka galaktyk a zasada kosmologiczna – galaktyki oddalają się
od siebie nawzajem (Ziemia nie jest wyróżnionym punktem)
2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej
14
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
2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej
15
• 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)
2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej
16
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)
17
Modele Friedmana
18
• 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).
2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej
19
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
2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej
20
„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
2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej
21
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)
2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej
22
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
2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej
23
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)
2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej
24
4. Era promienista (od t = 10 s do t = 1 mld lat)
anihilacja:
cząstka + antycząstka → promieniowanie
e + 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%)
2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej
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
2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej
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)
2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej
27
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
2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej
28
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.
2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej
29
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)
2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej
30
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”?)
2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej
31
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.
2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej
32
•
•
•
•
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
2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej
33
• 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.
2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej
34
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
2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej
35
• „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
– cząstki 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.
2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej
36
• 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?
2011 Rok Marii Curie-Skłodowskiej
37
Pytania kontrolne
Co to jest paradoks Olbersa?
Przedstaw teorię śmierci cieplnej Wszechświata.
Co to jest paradoks grawitacyjny?
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
www.umcs.filozofia.lublin.pl
Literatura
M. Heller, T. Pabjan, Elementy filozofii przyrody, Tarnów 2007
M. Heller, Filozofia przyrody. Zarys historyczny, Kraków 2004
Sekcja Filozofii Przyrody Wydział Filozofii Chrześcijańskiej UKSW http://www.sfp.wfch.uksw.edu.pl/
Sekcja Filozofii Przyrody i Nauk Przyrodniczych Polskiego Towarzystwa Filozoficznego
http://www.filozofiaprzyrody.org.pl/
Strona konferencji „Filozofia przyrody współcześnie”
http://bacon.umcs.lublin.pl/~lukasik/Konferencja%20Filozofia%20przyrody.htm
M. Tempczyk, Ontologia świata przyrody, Kraków 2005
A. Łukasik, Filozofia atomizmu. Atomistyczny model świata w filozofii przyrody, fizyce klasycznej i współczesnej a
problem elementarności, Wyd. UMCS, Lublin 2006
S. Hawking, Krótka historia czasu. Od Wielkiego Wybuchu do czarnych dziur (różne wydania)
A. Liddle, Wprowadzenie do kosmologii współczesnej, Prószynski i S-ka, Warszawa 2000
M. Heller, Granice kosmosu i kosmologii, Scholar, Warszawa 2005
www.umcs.filozofia.lublin.pl