AST1010 En kosmisk reise Forelesning 20: Kosmologi, del I Astronomiske avstander Hvordan vet vi at nærmeste stjerne er 4 lysår unna? Parallakse (kun nære stjerner) Hvordan vet vi at galaksen vår er 100 000 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 observerer er over 10 milliarder lysår unna? (OBS: Ingen av de 4 svarene er like.) https://www.youtube.com/watch? v=vsl-jncjak0 1
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 Hubbles første resultater 6 2
Hubbles lov Jo lenger unna en galakse er, desto raskere beveger den seg bort fra oss v = H d, der v er farten, d er avstanden, og H er Hubble- parameteren Viktig: ville sett det samme fra en hvilken som helst galakse, vi er ikke universets sentrum! Hubbles lov v = H d Hvis d er stor nok, blir v større enn lyshastigheten Rødforskyvning bekrefter dette hvordan er det mulig? Lyshastigheten er en lokal fartsgrense Når selve rommet utvider seg, står man alltid i ro som observatør det er alt annet som ser ut til å bevege seg bort Den lokale fartsgrensen er overholdt! (spesielt interesserte kan eventuelt sjekke ut denne artikkelen for flere detaljer) 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 relativ hastighet Dopplereffekt på grunn av gravitasjon (ekstremt eksempel: når noe faller inn i et sort hull) Dopplereffekt på grunn av at selve rommet ekspanderer (bølgelengden til lyset ekspanderer i takt med rommet!) Det er kun på store avstander at ekspansjonen dominerer for nære galakser betyr ekspansjonen lite for rødforskyvningen 3
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 (pensum): t 0 = 1 / H 0 14 milliarder år Størrelse av det observerbare univers: L H = ct 0 14 milliarder lysår H forandrer seg over tid 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 tidligere tider hadde Hubbleparameteren en annen verdi (bør derfor kalles Hubble-konstanten med stor forsiktighet) Hvorfor? Se utledning av formelen for universets alder (tavle) 4
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 Stor skala = milliarder av lysår 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? 5
Steady State -teorien Universet utvider seg, men nytt stoff skapes og fyller tomrommene Ingen begynnelse Big Bang -teorien Universet var mye mindre, tettere og varmere før Big Bang: Uendelig lite og tett Kampen mellom universmodellene Gjennom 50-tallet ble de to universmodellene diskutert ivrig. Begge var konsistente med tilgjengelige observasjoner. Men dette skulle snart forandre seg 6
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. Det mest perfekte eksempel på sort legeme-stråling. Andre problemer med Steady State Observasjoner av fjerne radiogalakser viste at tettheten av disse endret seg med tiden universet ser ikke likt ut til alle tider. Kvasarer observeres kun ved høy rødforskyvning (unge galakser). 7
Hvor skjedde Big Bang? Overalt Hele universet var samlet i ett punkt Big Bang skjedde ikke noe spesielt sted 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 Tettheten av galakser er uavhengig av avstand og retning. Bakgrunnstrålingen har samme temperatur uansett hvilken retning vi observerer den i til en nøyaktighet på 0.001 % Problem: Å forklare hvorfor! Hvordan kan områder som ligger mer enn 13.2 milliarder lysår unna hverandre vite at de skal ha samme temperatur? (forklaringen kommer neste uke) Det svært tidlige universet Først etter 10-12 s oppfører de fire fundamentale kreftene seg som i dag 8
Inflasjon (tema neste uke) Nukleosyntese Rekombinasjon (gjennomsiktig univers) Nukleosyntese I en periode fra t = 1s til t = noen få minutter ble atomkjernene til de lette grunnstoffene dannet. Samme prosesser som i PP1-kjeden (+ noen til) Teori: får dannet ca. 75 % hydrogen, 24 % helium (+ små rester av tungt hydrogen og litium) Stemmer med observasjoner! Tyngre grunnstoffer enn dette dannes i stjerner. Nukleosyntese Hvorfor ikke tyngre grunnstoffer enn helium? 4 He + 4 He 8 Be (ikke stabilt) 4 He + 4 He En tredje 4 He-kjerne må kollidere med de første to nesten umiddelbart etterpå (størrelserorden 10-17 s) for å få 4 He + 4 He + 4 He 12 C (stabilt) For stjerner på horisontalgrenen er heliumtettheten høy nok til at dette skjer, men ikke i det tidlige universet 9
Nukleosyntese Hvorfor begynte nukleosyntesen først etter et helt sekund, og ikke umiddelbart etter Big Bang? Tungt hydrogen ( 2 H) er flaskehalsen Ved for høye temperaturer (og for lav tetthet) brytes tungt hydrogen ned av energirike fotoner før det rekker å fusjonere til 3 He (som i Solen) Tungt hydrogen er flaskehalsen Før 1 s: Likevekt prosessen går begge veier 1 H + 1 H 2 H + e + + ν e + energi 1 H + 1 H + e - + νҧ e 1 H + n 2 H + foton 1 s 3 min: Ut av likevekt prosessen går en vei 1 H + 1 H 2 H + e + + ν e + energi Lav temperatur = fotoner ikke nok energi til å bryte opp 2 H Etter 3 min: For lav temperatur til mer fusjon Stabile mengder H og He frem til de første stjernene Ingen stjerner før etter rekombinasjon (400 000 år etter Big Bang) Hvor grunnstoffene kommer fra 10
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. Stråling dominerer Materie Mørk energi tid Rekombinasjon Etter ca. 400 000 år hadde temperaturen i universet falt til ca. 3000 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. 11
Fotoner kolliderer ofte med frie elektroner (Thomson-spredning) By Roque345 - Own work, CC BY-SA 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=6894156 Men enormt mye sjeldnere med nøytrale atomer CMB: Lys (mikrobølger) fra da universet ble gjennomsiktig 12
Nobelprisen i fysikk 2006 2013: Planck-satellitten (ESA) Mikrobølgebakgrunnen (CMB) og rekombinasjon CMB er sort legeme-stråling fra da universet ble gjennomsiktig (nøytrale atomer) Ved 3000 K var denne strålingen oransje Men bølgelengden til fotoner strekkes ut når universet ekspanderer (og blir kaldere) I dag: ca. 3 K (mikrobølger) 13
Black is the new orange https://www.youtube.com/watch? v=3tcmd1ytvwg 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) 14
Energi og geometri Kritisk tetthet ~ 10-29 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. CMB og universets geometri Akselerasjon Observasjonene viser at universet ser flatt ut. Men: observasjoner av supernovaer (type Ia) viser at universet utvider seg raskere nå enn det gjorde tidligere. I et materiedominert univers vil tyngdekraften sakte bremse akselerasjonen Det må være noe annet der ute: Mørk energi 15