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

Presentasjon om: "AST1010 – En kosmisk reise Forelesning 19: Kosmologi, del I."— Utskrift av presentasjonen:

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

2 Innhold Einsteins universmodell Friedmann, Lemaitre, Hubble og Big Bang Avstandsstigen Bondi, Gold, Hoyle og Steady State Gamow, Alpher, Herman og bakgrunnsstrålingen Oppdagelsen av bakgrunnsstrålingen Mørk materie oppsummert Oppdagelsen av mørk energi Universets historie i korte trekk fra nukleosyntese til i dag.

3 Det kosmologiske prinsipp Den generelle relativitetsteorien (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: ”Sett i en tilstrekkelig stor skala er egenskapene til universet de samme for alle observatører”

4

5 Einsteins statiske universmodell

6 Hubbles oppdagelser 1924: det finnes galakser utenfor vår Melkevei 1929: spektrene til galaksene er rødforskjøvet, rødforskyvningen øker med avstanden GR-tolkning: 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

7 Hubbles første resultater

8 8

9 9

10 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!

11 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

12 12 Avstandsstigen

13 To hovedprinsipper: 1. ”Standardlyskilde”: Objekt med kjent absolutt størrelsesklasse M. Måler tilsynelatende størrelsesklasse m, bruker avstandsmodulen, m-M=5log(d/10 pc). 2. ”Standardmålestav”: Objekt med kjent fysisk størrelse. Måler vinkelutstrekning på himmelen, bruker geometri til å regne ut avstanden.

14 Standardmålestav

15 AST1010 - Universet15 Tully-Fisher-metoden

16 AST1010 - Universet16

17 17 Avstandsstigen

18 Steady State Det Perfekte Kosmologiske Prinsipp: Universet ser likt ut overalt og ved alle tidspunkter Universet utvider seg, men nytt stoff skapes og fyller tomrommene Dette kalles ”Steady State”- teorien. Dens fremste talsmann var Fred Hoyle.

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

20 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 elektromagnetisk stråling. Oppdaget av Penzias og Wilson i 1965. Steady State: ingen naturlig måte å forklare denne strålingen på. Ble rask forlatt av alle unntatt Hoyle og en håndfull samarbeidspartnere.

21 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.

22 Det mest perfekte eksempel på sort legeme-stråling.

23 Universet er isotropt og homogent Bakgrunnstrålingen har samme temperatur uansett hvilken retning vi observerer den i til en nøyaktighet på 0.001 % 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 ?

24

25

26 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 dannes i stjerner. Teori+observasjon: ca. 5 % av materien i universet er baryonisk (protoner, nøytroner, elektroner).

27 Mørk materie Mørk materie: Kan bare ”ses” ved hjelp av tyngdekraften. Hvorfor tror vi at den må finnes ? De første indikasjonene kom fra arbeidene til Fritz Zwicky 

28 Galaksehoper Zwicky bestemte hastighetene til galakser i hoper. Fant ut at de beveget seg for fort: Dersom massen vi kan se er alt som finnes, ville hopen gå i oppløsning.

29 Rotasjonskurver for spiralgalakser

30 Gravitasjonslinser

31 Hva er den mørke materien ? Kan den være sorte hull, støv,… NEI! Fordi vi vet at av universets totale energitetthet utgjør masse 32%, og den baryoniske massen bidrar med bare 5 %. Det må finnes ikke-baryonisk mørk materie.

32 Kandidater fra partikkelfysikk

33 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.

34 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. Det er strålingen fra denne epoken vi nå ser som den kosmiske bakgrunnstrålingen med en temperatur på ca. 3 K.

35 Dannelse av strukturer Vi tror at strukturene vi ser i universet i dag ble til ved at ujevnhetene dannet i inflasjonsfasen vokste seg større p.g.a. tyngdekraften. Strukturdannelse kan ikke forklares med lysende, baryonisk materie alene  mørk materie. Den mørke materien kan være kald (lave termiske hastigheter) eller varm (høye termiske hastigheter)

36 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 tettheten er gjenspeilet i ujevnheter i temperaturen til den kosmiske bakgrunnstrålingen.

37 Nobelprisen i fysikk 2006

38

39

40

41 Energi og geometri Generell relativitetsteori: tidrommets geometri er bestemt av energitettheten Tre muligheter for den romlige geometrien til universet: lukket, åpen, flat

42

43 Energi og geometri Kritisk tetthet ~ 10 -29 gram per kubikkcentimeter, svarer til 6 hydrogenatomer per kubikkmeter. 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.

44

45 Akselerasjon Observasjonene viser at universet er flatt. Men: observasjoner av hvordan lysstyrken til supernovaeksplosjoner av type Ia varierer med rødforskyvning har vist at universet utvider seg fortere nå enn tidligere. Hva kan lage frastøtende gravitasjon?

46

47

48

49 Mørk energi ”Vanlig” materie har alltid tiltrekkende tyngdekraft, kan ikke forklare at universet akselererer. En mulige forklaring: vakuumenergi (Einsteins kosmologiske konstant) Annen mulighet: Et nytt felt. Eller kanskje GR bryter sammen ved store avstander?

50 Ubesvarte spørsmål Hva skjedde ved Planck-epoken ? Hva skjedde i inflasjonsfasen ? Hva er den mørke materien ? Hva er den mørke energien ?

51 Neste forelesning: Inflasjon. Mørk energi. Fantes det noe før Big Bang?