AST1010 En kosmisk reise. Forelesning 19: Kosmologi, del I

Transkript

1 AST1010 En kosmisk reise Forelesning 19: Kosmologi, del I

2 Astronomiske avstander Hvordan vet vi at nærmeste stjerne er 4 lysår unna? Parallakse (kun nære stjerner) Hvordan vet vi at galaksen vår er lysår i diameter? Absolutt og tilsynelatende magnitude til hovedseriestjerner gir avstanden til dem Hvordan vet vi at nabogalaksen (Andromeda) er 2.5 millioner lysår unna? Standardlyskilder Hvordan vet vi at de fjerneste objektene vi observererer over 10 milliarder lysår unna? (OBS: Ingen av de 4 svarene er like.)

3 e.com/watch?v=fx 71iaAtKSQ

4 Hubbles oppdagelser 1924: det finnes galakser utenfor vår Melkevei 1929: spektrene til galaksene er rødforskjøvet, rødforskyvningen øker med avstanden GR-tolkning: selve rommet utvider seg. Einstein kunne ha forutsagt det i 1916, Friedmann (1924) og Lemaitre (1927) gjorde det, men få trodde på det før Hubbles observasjoner

5 Hubbles første resultater

6 6

7 Hubbles lov Jo lenger unna en galakse er, desto raskere beveger den seg bort fra oss v = H 0 d, der v er farten, d er avstanden, og H 0 er Hubbles konstant Viktig: ville sett det samme fra en hvilken som helst galakse, vi er ikke universets sentrum!

8 Den lokale fartsgrensen er overholdt! Hubbles lov v = H 0 d Hvis d er stor nok, blir v større enn lyshastigheten Rødforskyvning bekrefter dette hvordan er det mulig? Lyshastigheten er en lokalfartsgrense Når selve rommet utvider seg, står man alltid i ro som observatør det er alt annet som ser ut til å bevege seg bort

9 Universets alder Galaksene må ha vært nærmere hverandre før. Går vi langt nok tilbake i tid, må de alle ha vært i samme punkt. Når var dette? Dersom universet har utvidet seg med samme hastighet hele tiden: t 0 = 1 / H 0 = 14 milliarder år Størrelse av det observerbare univers: L H = ct 0 = 14 milliarder lysår

10 Det kosmologiske prinsipp Universet ser likt ut uansett hvor du befinner deg (homogent univers) Universet ser likt ut i alle retninger (isotropi) Forenklinger som bare er gyldig i stor skala

11 Stor skala

12 Det perfekte kosmologiske prinsipp Universet ser likt ut uansett hvor du befinner deg (homogent univers) Universet ser likt ut i alle retninger (isotropi) Universet ser likt ut til alle tider?

13 Steady State -teorien Universet utvider seg, men nytt stoff skapes og fyller tomrommene Ingen begynnelse

14 Big Bang -teorien Universet var mye mindre, tettere og varmere før Big Bang: Uendelig lite og tett

15 Kampen mellom universmodellene Gjennom 50-tallet ble de to universmodellene diskutert ivrig. Begge var konsistente med tilgjengelige observasjoner. Men dette skulle snart forandre seg

16 Mikrobølgebakgrunnen (CMB) 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 elektromagnetisk stråling. Oppdaget av Penzias og Wilson i 1965 (ved et uhell). Steady State: ingen naturlig måte å forklare denne strålingen på. Ble rask forlatt av alle unntatt noen få.

17 Andre problemer med Steady State Observasjoner av fjerne radiogalakser viste at tettheten av disse endret seg med tiden à universet ser ikke likt ut til alle tider. Kvasarer observeres kun ved høy rødforskyvning (unge galakser).

18 Det mest perfekte eksempel på sort legeme-stråling.

19 Universet er isotropt og homogent Bakgrunnstrålingen har samme temperatur uansett hvilken retning vi observerer den i til en nøyaktighet på % Tettheten av galakser er uavhengig av avstand og retning. Problem: Å forklare hvorfor! Hvordan kan områder som ligger mer enn 13.2 milliarder lysår unna hverandre vite at de skal ha samme temperatur?

20

21 Oppgave 1 Ville en astronom i en fjern galakse kommet fram til at universet må være beskrevet av Big Bang-modellen? Begrunn svaret

22 Oppgave 3 Hvorfor var oppdagelsen av den kosmiske bakgrunnsstrålingen så viktig? Begrunn svaret

23

24

25 Nukleosyntese I en periode fra t = 1s til t = noen få minutter ble atomkjernene til de lette grunnstoffene dannet. Teori: får dannet ca. 75 % hydrogen, 24 % helium. Stemmer med observasjoner! Tyngre grunnstoffer enn dette dannes i stjerner.

26 Nukleosyntese Før 1 s: Likevekt H ßà He 1 s 3 min: Ut av likevekt prosessen går en vei H à He Etter 3 min: For lav temperatur til mer fusjon Stabile mengder H og He frem til de første stjernene Ingen stjerner før etter rekombinasjon ( år etter Big Bang)

27 Strålingsdominert og materiedominert univers Universets utvidelseshastighet er bestemt av energitettheten. Fram til universet var noen titusener år gammelt var det fotoner (stråling) som dominerte energitettheten. Førte til at universet utvidet seg for fort til at strukturdannelse kunne foregå. Etter denne epoken ble universet materiedominert og utvidet seg saktere. Strukturdannelse kunne starte.

28 Rekombinasjon Etter ca år hadde temperaturen i universet falt til ca K. Kaldt nok til at de første nøytrale atomene kunne bli dannet. Universet ble da elektrisk nøytralt, slik at fotoner kunne bevege seg fritt over store avstander. Universet blir gjennomsiktig. Det er strålingen fra denne epoken vi nå ser som den kosmiske bakgrunnstrålingen med en temperatur på ca. 3 K.

29 Fotoner kolliderer ofte med frie elektroner (Thomson-spredning) By Roque345 - Own work, CC BY-SA 3.0,

30 Men enormt mye sjeldnere med nøytrale atomer

31 CMB: Lys (mikrobølger) fra da universet ble gjennomsiktig

32 Nobelprisen i fysikk 2006

33 2013: Planck-satellitten (ESA)

34 Energi og geometri Generell relativitetsteori: tidrommets geometri er bestemt av energitettheten Høy tetthet: Lukket (endelig størrelse) Kritisk tetthet: Flatt (uendelig stort) Lav tetthet: Åpent (uendelig stort)

35

36 Energi og geometri Kritisk tetthet ~ gram per kubikkcentimeter, svarer til 6 hydrogenatomer per kubikkmeter (i dag). Et univers med kritisk tetthet vil (normalt) utvide seg for alltid, men med en fart som nærmer seg null. Observasjoner av ujevnhetene i bakgrunnstrålingen kan lære oss om geometrien til universet.

37

38 Akselerasjon Observasjonene viser at universet ser flatt ut. Men: observasjoner av supernovaer (type Ia) viser at universet utvider seg fortere nå enn tidligere.

39 Neste forelesning: Mer kosmologi