AST1010 En kosmisk reise Forelesning 20: Kosmologi, del I Hva er kosmologi? I kosmologi studerer vi hele universet under e@, ikke spesielle objekter eller prosesser (selv om disse er vikege for å forstå helheten) Søker svar på spørsmål som Har universet forandret seg? Har universet alled eksistert? Hvor kommer strukturene (galakser etc.) fra? Hvordan ser fremeden El universet ut? 1
Einsteins universmodell 1917: Einstein publiserte en arekkel der han lanserte en universmodell: En løsning av GR for Edrommet El hele universet. Antok at massefordelingen i universet er jevn (homogen og isotrop). Det gjør vi også i dag. Antok også, som man mente på den Eden, at universet er staesk: ser likt ut El alle Eder. Hubbles oppdagelser 1924: det finnes galakser utenfor vår Melkevei 1929: spektrene El galaksene er rødforskjøvet, rødforskyvningen øker med avstanden. Universet utvider seg! Einstein kunne ha forutsagt det i 1916, Friedmann (1924) og Lemaitre (1927) gjorde det, men få trodde på det før Hubbles observasjoner 2
Hubbles første resultater 6 3
Jo lenger unna en galakse er, desto raskere beveger den seg bort fra oss Hubbles lov v = H d, der v er farten, d er avstanden, og H er Hubble- parameteren VikEg: ville se@ det samme fra en hvilken som helst galakse, vi er ikke universets sentrum! v = H d Hubbles lov Hvis d er stor nok, blir v større enn lyshasegheten Rødforskyvning bekre]er de@e hvordan er det mulig? LyshasEgheten er en lokal fartsgrense Når selve rommet utvider seg, står man alled i ro som observatør det er alt annet som ser ut El å bevege seg bort Den lokale fartsgrensen er overholdt! (spesielt interesserte kan eventuelt sjekke ut denne arekkelen for flere detaljer) 4
En bedre formulering av Hubbles lov Rødforskyvning: Δλ/λ 0 =z=v/c Så v=cz Dermed: cz = Hd Inneholder nå størrelser med en klar fysisk mening: Rødforskyvning og avstand. Farten v er ingen fart som lokale observatører kan måle med stoppeklokke og tommestokk. Hva med galaksekollisjoner? Nære galakser kan kollidere fordi gravitasjonen trekker dem raskere mot hverandre enn rommet rekker å ekspandere Rødforskyvningen fra en galakse er en sum av tre bidrag: Dopplereffekt på grunn av relaev haseghet Dopplereffekt på grunn av gravitasjon (eksempel: gravitasjonskre]er mellom galakser i en hop) Dopplereffekt på grunn av at selve rommet ekspanderer (bølgelengden El lyset ekspanderer i takt med rommet!) Det er kun på store avstander at ekspansjonen dominerer for nære galakser betyr ekspansjonen lite for rødforskyvningen Ekspansjonen er ikke resultat av en kra], det er en begynnelsesbeengelse: Universet utvider seg nå fordi det utvidet seg El å begynne med! 5
Universets alder Galaksene må ha vært nærmere hverandre før. Går vi langt nok Elbake i Ed, må de alle ha vært i samme punkt. Når var de@e? Dersom universet har utvidet seg med samme haseghet hele Eden (pensum): t0 = 1 / H0 14 milliarder år Størrelse av det observerbare univers: LH = ct0 14 milliarder lysår H forandrer seg over Ed Den er lik for alle galakser vi ser på i dag (vi kaller den H 0 for å vise at det er nå- verdien) Men i Edligere Eder hadde Hubble- parameteren en annen verdi (bør derfor kalles Hubble- konstanten med stor forsikeghet) Hvorfor? Se utledning av formelen for universets alder (tavle) 6
Det kosmologiske prinsipp Universet ser likt ut uanse@ hvor du befinner deg (homogent univers) Universet ser likt ut i alle retninger (isotropi) Forenklinger som bare er gyldig i stor skala 7
Stor skala = milliarder av lysår Det perfekte kosmologiske prinsipp Universet ser likt ut uanse@ hvor du befinner deg (homogent univers) Universet ser likt ut i alle retninger (isotropi) Universet ser likt ut El alle Eder? 8
Steady State - teorien Universet utvider seg, men ny@ stoff skapes og fyller tomrommene Ingen begynnelse Big Bang - teorien Universet var mye mindre, te@ere og varmere før Big Bang: Uendelig lite og te@ 9
Kampen mellom universmodellene Gjennom 50- tallet ble de to universmodellene diskutert ivrig. Begge var konsistente med Elgjengelige observasjoner. Men de@e skulle snart forandre seg 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 elektromagneesk stråling. Oppdaget av Penzias og Wilson i 1965 (ved et uhell). Steady State: ingen naturlig måte å forklare denne strålingen på. Ble rask forla@ av alle unnta@ noen få. 10
Det mest perfekte eksempel på sort legeme- stråling. Andre problemer med Steady State Observasjoner av oerne radiogalakser viste at te@heten av disse endret seg med Eden à universet ser ikke likt ut El alle Eder. Kvasarer observeres kun ved høy rødforskyvning (unge galakser). 11
Hvor skjedde Big Bang? Overalt Endelig univers: Hele universet var samlet i e@ punkt Big Bang skjedde ikke noe spesielt sted Uendelig univers: Ethvert endelig delområde startet i e@ punkt. Utvidelsen startet overalt. Alle observatører i universet opplever seg selv som universets sentrum (alt annet er på vei bort fra meg) Det er ikke noe spesielt med vårt sted i kosmos Universet er isotropt og homogent Te@heten av galakser er uavhengig av avstand og retning. Bakgrunnstrålingen har samme temperatur uanse@ hvilken retning vi observerer den i El en nøyakeghet på 0.001 % Problem: Å forklare hvorfor! Hvordan kan områder som ligger mer enn 14 milliarder lysår unna hverandre vite at de skal ha samme temperatur? (forklaringen kommer neste uke) 12
Det svært Edlige universet Først e@er 10-12 s oppfører de fire fundamentale kre]ene seg som i dag Inflasjon (tema neste uke) Nukleosyntese Rekombinasjon (gjennomsiktig univers) 13
Nukleosyntese I en periode fra t = 1s El t = noen få minu@er ble atomkjernene El de le@e grunnstoffene dannet. Samme prosesser som i PP1- kjeden (+ noen El) Teori: får dannet ca. 75 % hydrogen, 24 % helium (+ små rester av tungt hydrogen og lieum) Stemmer med observasjoner! Tyngre grunnstoffer enn de@e dannes i stjerner. Nukleosyntese Hvorfor ikke tyngre grunnstoffer enn helium? 4 He + 4 He à 8 Be (ikke stabilt) à 4 He + 4 He En tredje 4 He- kjerne må kollidere med de første to nesten umiddelbart e@erpå (størrelserorden 10-17 s) for å få 4 He + 4 He + 4 He à 12 C (stabilt) For stjerner på horisontalgrenen er helium- te@heten høy nok El at de@e skjer, men ikke i det Edlige universet 14
Nukleosyntese Hvorfor begynte nukleosyntesen først e@er et helt sekund, og ikke umiddelbart e@er Big Bang? Tungt hydrogen ( 2 H) er flaskehalsen Ved for høye temperaturer (og for lav te@het) brytes tungt hydrogen ned av energirike fotoner før det rekker å fusjonere El 3 He (som i Solen) Tungt hydrogen er flaskehalsen Før 1 s: Likevekt prosessen går begge veier 1 H + 1 H à 2 H + e + + ν e + energi 1 H + 1 H + e - + ν e ß 1 H + n ß 2 H + foton 1 s 3 min: Ut av likevekt prosessen går en vei 1 H + 1 H à 2 H + e + + ν e + energi Lav temperatur = fotoner ikke nok energi El å bryte opp 2 H E@er 3 min: For lav temperatur El mer fusjon Stabile mengder H og He frem El de første stjernene Ingen stjerner før e@er rekombinasjon (400 000 år e@er Big Bang) 15
Hvor grunnstoffene kommer fra tid Stråling dominerer Materie Mørk energi 16
Rekombinasjon E@er ca. 400 000 år hadde temperaturen i universet falt El ca. 3000 K. Kaldt nok El at de første nøytrale atomene kunne bli dannet. Universet ble da elektrisk nøytralt, slik at fotoner kunne bevege seg fri@ over store avstander. Universet blir gjennomsikeg. Det er strålingen fra denne epoken vi nå ser som den kosmiske bakgrunnstrålingen med en temperatur på ca. 3 K. Fotoner kolliderer o]e med frie elektroner (Thomson- spredning) By Roque345 - Own work, CC BY-SA 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=6894156 17
Men enormt mye sjeldnere med nøytrale atomer CMB: Lys (mikrobølger) fra da universet ble gjennomsikeg 18
Nobelprisen i fysikk 2006 2013: Planck- satelli@en (ESA) 19
Mikrobølgebakgrunnen (CMB) og rekombinasjon CMB er sort legeme- stråling fra da universet ble gjennomsikeg (nøytrale atomer) Ved 3000 K var denne strålingen oransje Men bølgelengden El fotoner strekkes ut når universet ekspanderer (og blir kaldere) I dag: ca. 3 K (mikrobølger) Energi og geometri Generell relaevitetsteori: Edrommets geometri er bestemt av energite@heten Høy te@het: Lukket (endelig størrelse) KriEsk te@het: Fla@ (uendelig stort) Lav te@het: Åpent (uendelig stort) 20
Energi og geometri KriEsk te@het ~ 10-29 gram per kubikkcenemeter, svarer El 6 hydrogenatomer per kubikkmeter (i dag). Et univers med kriesk te@het vil (normalt) utvide seg for alled, men med en fart som nærmer seg null. Observasjoner av ujevnhetene i bakgrunnstrålingen kan lære oss om geometrien El universet. 21
CMB og universets geometri Akselerasjon Observasjonene viser at universet ser fla@ ut. Men: observasjoner av supernovaer (type Ia) viser at universet utvider seg raskere nå enn det gjorde Edligere. I et materiedominert univers vil tyngdekra]en sakte bremse akselerasjonen Det må være noe annet der ute: Mørk energi 22