AST1010 En kosmisk reise

Transkript

1 AST1010 En kosmisk reise Forelesning 19: Kosmologi Einsteins universmodell Friedmann, Lemaitre, Hubble og Big Bang Bondi, Gold, Hoyle og Steady State Gamow, Alpher, Herman og bakgrunnsstrålingen Oppdagelsen av bakgrunnsstrålingen Universets historie i korte trekk Oppdagelsen av mørk energi Inflasjon 1

2 Det kosmologiske prinsipp Den generelle relarvitetsteorien (GR) er grunnlaget for å lage modeller for hele universet og dets historie. Men å finne løsninger av GR er komplisert, vi må forenkle. Det kosmologiske prinsipp er en slik forenkling: Se[ i en Rlstrekkelig stor skala er egenskapene Rl universet de samme for alle observatører 2

3 5 6 3

4 7 Hubbles lov Hubbles lov er: v = H 0 x d der v er den målte hasrgheten bort fra oss og d er avstanden Rl galaksehopen. Galaksene beveger seg bort fra oss i alle retninger fordi selve rommet utvider seg. Ikke hasrgheter i vanlig forstand, men rommet utvider seg og strekker ut lysets bølgelengde. 8 4

5 Universets alder Hvor lenge har universet utvidet seg? Anta at galaksene beveger seg med konstant fart, og kall universets alder τ. I løpet av denne tiden har en galakse beveget seg en strekning d = vτ (*) Hubbles lov sier at v = H 0 d Dette setter vi inn i (*) og finner da at d = H 0 dτ Da kan vi dele med H 0 d på begge sider og få 1 H 0 = τ Altså er universets alder lik 1 delt på Hubblekonstanten. Rommet utvider seg Jo lenger unna en galakse er, desto raskere beveger den seg bort fra oss Tolkning: Rommet mellom galaksene utvider seg. VikRg: ville se[ det samme fra en hvilken som helst galakse, vi er ikke universets sentrum! 5

6 Steady State Det Perfekte Kosmologiske Prinsipp: Universet ser likt ut overalt og ved alle Rdspunkter Universet utvider seg, men ny[ stoff skapes og fyller tomrommene De[e kalles Steady State - teorien. Dens fremste talsmann var Fred Hoyle. Mikrobølgebakgrunnen Gamow, Herman og Alpher studerte hvordan grunnstoffer ble dannet i Big Bang- modellen. Fant at et resultat av disse prosessene var at universet burde være fylt med elektromagnersk stråling. Oppdaget av Penzias og Wilson i Steady State: ingen naturlig måte å forklare denne strålingen på. Ble rask forla[ av alle unnta[ Hoyle og en håndfull samarbeidspartnere. 6

7 Flere problemer for Steady State: Flest kvasarer ved høy rødforskyvning Det mest perfekte eksempel på sort legeme- stråling. 7

8 Nukleosyntese I en periode fra t = 1s Rl t = noen få minu[er ble atomkjernene Rl de le[e grunnstoffene dannet. Teori: får dannet ca. 75 % hydrogen, 24 % helium. Stemmer med observasjoner! Tyngre grunnstoffer dannes i stjerner, i forbindelse med supernovaeksplosjoner og i interstellare skyer som blir bombardert med kosmisk stråling. Teori+observasjon: ca. 5 % av materien i universet er baryonisk (protoner, nøytroner, elektroner). 8

9 Strålingsdominert og materiedominert univers Universets utvidelseshasrghet er bestemt av energite[heten. Fram Rl universet var noen Rtusener år gammelt var det fotoner (stråling) som dominerte energite[heten. Førte Rl at universet utvidet seg for fort Rl at strukturdannelse kunne foregå. E[er denne epoken ble universet materiedominert og utvidet seg saktere. Strukturdannelse kunne starte. Rekombinasjon E[er ca år hadde temperaturen i universet falt Rl ca K. Kaldt nok Rl at de første nøytrale atomene kunne bli dannet. Universet ble da elektrisk nøytralt, slik at fotoner kunne bevege seg fri[ over store avstander. Det er strålingen fra denne epoken vi nå ser som den kosmiske bakgrunnstrålingen med en temperatur på ca. 3 K. 9

10 Dannelse av strukturer Vi tror at strukturene vi ser i universet i dag ble Rl ved at ujevnhetene dannet i inflasjonsfasen vokste seg større p.g.a. tyngdekraoen. Strukturdannelse kan ikke forklares med lysende, baryonisk materie alene mørk materie. Den mørke materien kan være kald (lave termiske hasrgheter) eller varm (høye termiske hasrgheter) Dannelse av strukturer Kald mørk materie: små strukturer dannes først. Varm mørk materie: store strukturer dannes først. Ser galakser som ble dannet da universet var mindre enn en milliard år gammelt kald mørk materie. Ujevnhetene i te[heten er gjenspeilet i ujevnheter i temperaturen Rl den kosmiske bakgrunnstrålingen. 10

11 10/28/14 Nobelprisen i fysikk

12 12

13 Energi og geometri Generell relarvitetsteori: Rdrommets geometri er bestemt av energite[heten Tre muligheter for den romlige geometrien Rl universet: lukket, åpen, flat Energi og geometri KriRsk te[het ~ gram per kubikkcenrmeter, svarer Rl 6 hydrogenatomer per kubikkmeter. Observasjoner av ujevnhetene i bakgrunnstrålingen kan lære oss om geometrien Rl universet. 13

14 Akselerasjon Observasjonene viser at universet er fla[. Men: observasjoner av hvordan lysstyrken Rl supernovaeksplosjoner av type Ia varierer med rødforskyvning har vist at universet utvider seg fortere nå enn Rdligere. Hva kan lage frastøtende gravitasjon? 14

15 15

16 Mørk energi Vanlig materie har allrd Rltrekkende tyngdekrao, kan ikke forklare at universet akselererer. En mulige forklaring: vakuumenergi (Einsteins kosmologiske konstant) Annen mulighet: Et ny[ felt. Eller kanskje GR bryter sammen ved store avstander? 16

17 Horisontproblemet Flathetsproblemet 17

18 Løsning: Inflasjon Inflasjon er en kort periode med voldsomt akselerert ekspansjon Rdlig i universets historie. Løser horisontproblemet: Punkter som er langt unna hverandre i dag, kan ha vært svært nær hverandre Rdligere. Løser flathetsproblemet: Et krumt område blir fla[ om det blåses opp kraoig. Bonus: Opphav Rl kosmiske strukturer. Horisontproblemet løst Se[ at inflasjon starter ved t=10-35 s. Da var horisonten lyssekunder = 3 x m. Varer Rl t=10-33 s, universet utvider seg med en faktor Da er området innenfor horisonten vi startet med vokst Rl 0.3 m. I løpet av den strålingsdominerte fasen vokser de[e området Rl ca m = ca. 10 millioner lysår. Fram Rl i dag vokser det med en y[erligere faktor ca Rl 35 milliarder lysår. 18

19 Flathetsproblemet løst Bonus: Frø for kosmiske strukturer Kvantefluktuasjoner gjør at skalarfeltet ikke kan ha samme verdi overalt. Fører igjen Rl at inflasjon vil slu[e Rl li[ forskjellige Rder på forskjellige steder, og at universet ikke vil ha utvidet seg nøyakrg like mye overalt. De[e gir igjen variasjoner i te[heten utgangspunkt for senere dannelse av strukturer. 19

20 Evidens for inflasjon 20