Universets inflasjonsfase i lys av BICEP2-observasjonene

Transkript

1 Universets inflasjonsfase i lys av BICEP2-observasjonene Øyvind Grøn HIOA 17.juni

2 2

3 3

4 4

5 5

6 Universet kan ha oppstått som en kvantefluktuasjon allerede ved Plancktiden t P =10-43 s dominert av mørk energi som forårsaket frastøtende gravitasjon og en eksplosiv ekspansjon. Denne fasen varte i bare s og er muligens selve Big Bang eksplosjonen. Vakuumenergiens tetthet beskrives ved hjelp av et skalarfelt. Vakuum kan eksistere i ulike tilstander kalt falskt og ekte vakuum. 6

7 7

8 Kaotisk inflasjon (Linde) Kvantefluktuasjoner forårsaker at inflatonfeltet,, får en verdi der energien er mye større enn null. 8

9 9

10 10

11 11

12 The cosmic microwave background (CMB) Temperaturvariasjoner i CMB målt av Planckteamet 12

13 Temperaturvariasjonene i den kosmiske bakgrunnsstrålingen (CMB) målt med Planck satellitten slik de ville ha tatt seg ut dersom vi kunne sett CMB og registrert temperaturforskjellene som bare er noen hundretusendels grader. Figuren viser hvilken vinkelutstrekning temperaturvariasjonen har på himmelen. 13

14 polarisasjon Polarisasjonen av CMB kan i ethvert punkt beskrives ved et svingeutslag og en svingeretning. Polarisasjonsfeltet er klassifisert i to moder: En E-mode og en B-mode. E-moden er uten hvirvling som et elektrisk felt, og B-moden er divergensfri som et magnetfelt. 14

15 I beskrivelsen av polarisasjonsmønstrene benyttes ofte to parametre, spektralindeksen, n, og forholdet r mellom amplitudene til gravitasjonsbølgene og tetthetsbølgene. I denne sammenhengen er det vanlig å kalle endringen av tettheten på grunn av tetthetsbølgene for skalare perturbasjoner og endringen på grunn av gravitasjonsbølgene for tensorperturbasjoner. Størrelsen r blir derfor kalt tensor/skalar-ratio. Vi kan skrive r = T/S der T og S representerer effekten av henholdsvis gravitasjonsbølger og tetthetsbølger på polarisasjonen av CMB. Spektralindeksen for skalare perturbasjoner ble målt med god nøyaktighet i Planckprosjektet. I kombinasjon med andre observasjonsprosjekter er resultatet ns

16 Når konsekvensene av ulike inflasjonsmodeller skal sammenliknes med observasjonsresultater, innføres en størrelse som kalles antallet N av e-folds. Den er definert ved at avstandene mellom referansepartikler i rommet øker med e N i løpet av inflasjonsfasen (som altså varer i omtrent s). N opptrer som en fritt valgt størrelse i inflasjonsmodellene og velges stor nok til at flest mulig av modellenes konsekvenser stemmer med observasjoner. Vanlige verdier er 50 < N < 60. As illustrating examples we shall consider two inflationary models. 16

17 Kaotisk inflasjon (A. Linde 1983) For en inflasjonsmodell der den mørke energien kommer fra et skalarfelt med potensial m 2 V 2 er spektralindeksen for skalare perturbasjoner og tensor-skalar ratio I et ns ns 2 8 1, r, N N, r diagram gir dette en rett linje, r 4 1 n S. Innsetting av N 50 gir 0,96, r 0,16, ns 17

18 Eksponensiell inflasjon I slike inflasjonsmodeller er potensialet en eksponensiell funksjon av skalarfeltet V V e 2 p 0. I dette tilfellet er de spektroskopiske parametrene uavhengig av skalaen (ingen running ) og har verdiene 2 16 ns 1, r. p p Med verdien n 0,96 fra Planckmålingene fås p 50 og r 0,32. S Tidligere har denne typen inflasjonsmodeller vært betraktet med mye mindre verdi av p. Det leder til forutsigelsen av en stor verdi av r. 18

19 Forutsigelser fra kaotisk inflasjon (linjer med sirkler i hver ende), Hill-top inflation (fiolett) og eksponensiell inflation (rett linje), og begrensninger fra observasjoner på verdiene av n S og r fra observasjoner før BICEP2. 19

20 BICEP2 på Sydpolen Backup slides Den 18. mars 2014 sammenkalte BICEP 2-teamet til pressekonferanse om en mulig oppdagelse av spor etter gravitasjonsbølger produsert i den tidlige inflasjonsfasen av Universets historie i polarisasjonsmønsteret CMB. 20

21 21

22 Observasjonene med WMAP ga restriksjonen r 0,13 Planckmålingene er mer nøyaktige og ga betingelsen r 0,11 BICEP 2 målingene er blitt analysert til å gi r 0,2 0,07 0,05 Det er tilsynelatende en uoverensstemmelse mellom resultatet av Planckmålingene og av BICEP 2 målingene. Planck- og BICEP 2 målingene refererer imidlertid til ulike verdier av vinkelutstrekningen av det observerte mønsteret i CMB. Så hvis verdien av r avhenger av vinkelutstrekningen, kan det bygges bro over denne uoverensstemmelsen. 22

23 Man vet at det er tre hovedkilder til B-modepolarisasjon i CMP: 1. Massekonsentrasjoner i universet avbøyer lys og virker som gravitasjonslinser. Beregninger viser at når CMB-stråling passerer gravitasjonslinser, dannes B-modepolarisasjon i den observerte CMB. Denne ble observert i Ut fra disse observasjonene ble det laget nøyaktige modeller som forteller hvor stort bidrag gravitasjonslinser gir til B-modepolariasjon i CMB ved ulike vinkelutstrekninger. 2. Når stråling passerer gjennom kosmisk støv dannes B-modepolarisasjon. Man vet ikke helt hvor mye. Det er laget modeller for dette også, men på grunnlag av mangelfulle observasjoner. Når Planck-prosjektet kommer med sine resultater i oktober-november får vi vite mer. 3. Gravitasjonsbølger fra inflasjonsfasen i universets begynnelse kan lage B-modepolarisasjon. Det er denne polarisasjonen BICEP-prosjektet har annonsert at de har observert. Ifølge deres modeller bidrar B-modesignalet fra forgrunnsstøv med en femtedel av det observerte B- modesignalet. Men her kan det være en større usikkerhet enn det forskerne var klar over da annonseringen fant sted 17. mars. Det viktigste forgrunnsbidraget i det området og med den vinkelutstrekningen som ble observert av BICEP 2 var støvets bidrag som av BICEP2 teamet ble vurdert å være r 0,04. Dette betyr at ifølge BICEP2-teamet er bakgrunnsbidraget fra gravitasjonsbølger som kom helt fra inflasjonsfasen r = 0,16. 23

24 Det oransje rektanglet svarer til BICEP2-resultatet med null forgrunnspolarisasjon. Når vi tar hensyn til bidraget fra støv, skal rektanglet senkes slik at det er sentrert om r = 0,16. 24

25 Noen konsekvenser av BICEP2 resultatene når vi antar at BICEP2 resultatet r = 0,16 er korrekt 1. Inflasjonsfasen startet ved et tidspunkt omtrent t = s etter et tenkt nullpunkt. 2. Den typiske energien til en partikkel ved dette tidspunktet er 1/100 av Planckenergien. Det er 12 størrelsesordener større enn de mest energirike partiklene laget i LHC-akseleratoren. 3. Det har eksistert en inflasjonsperiode. 4. Kvantefluktuasjoner produserte gravitasjonsbølger under den tidlige fasen av inflasjonsperioden. 5. Linde s kaotiske inflationsmodell er kanskje den enkleste inflasjonsmodellen som favoriseres av Planck- og BICEP2-dataene. 6. De eksponentielle inflasjonsmodellene ser ut til å være på vei ut. 7. Universmodeller der Big Bang beskrives som en kollisjon mellom to braner ser ut til å passe dårlig med observasjonsresultatene. Noe av det fine med BICEP2-resultatene er at de kan hjelpe oss med å luke ut universmodeller som ikke stemmer med virkeligheten. 25

26 I en blogg datert 12. mai antyder Adam Falkowski [3] at støvet bidrar med så mye B-modepolarisasjon i det observerte signalet at det kanskje ikke blir noe igjen fra inflasjonsfasens gravitasjonsbølger. Det er spennende tider. Mitt håp er at BICEP2-resultatet blir bekreftet. I så fall holdes vinduet til inflasjonsfasen i den første brøkdelen av et sekund i universets historie, åpent. Da ser vi et mønster som bekrefter inflasjonsfasens eksistens, gravitasjonsbølgers eksistens, og eksistensen av kvantefluktuasjoner som fant sted før universet var s gammelt. Det ville være trist om dette vinduet ble lukket igjen. 26