Forelesning 20: Kosmologi, del I

Presentasjon om: "Forelesning 20: Kosmologi, del I"— Utskrift av presentasjonen:

1 Forelesning 20: Kosmologi, del I
AST1010 – En kosmisk reise Forelesning 20: 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 observerer er over 10 milliarder lysår unna? (OBS: Ingen av de 4 svarene er like.)

3

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 Edwin Hubble sto bak to av de største oppdagelsene i moderne astronomi. For det første påviste han i 1924 at Andromedatåken ikke var en del av Melkeveien, men måtte være en egen galakse. Så, i 1929, publiserte han resultater som viste at galaksene er systematisk på vei vekk fra oss. Dette gjorde han ved å måle spektrene deres, og vise at spektrallinjene var forskjøvet mot rødt. Dopplereffekten viste også at galaksene beveger seg raskere vekk desto lenger unna oss de er. Modellene til Friedmann og Lemaitre forutsa faktisk disse observasjonene, og ga de også en naturlig tolkning av rødforskyvningen som konsekvens av at rommet mellom galaksene utvider seg.

5 Hubbles første resultater
Figuren viser observasjonene som ledet Hubble til å lansere loven sin: Galaksene beveger seg vekk fra oss med hastigheter som er proporsjonale med deres avstander. Loven er tegnet inn som en rett linje i figuren. Vi ser at observasjonene har en betydelig spredning rundt denne sammenhengen. Det er imidlertid lett å se at det er en tendens til at hastigheten øker med avstanden. Senere observasjoner har bekreftet Hubbles lov.

6

7 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! Det er kanskje fristende å tenke seg at vi befinner oss i ro i universets sentrum siden alle andre galakser er på vei vekk fra oss. Men det ville jo være merkelig om det skulle være slik. Modeller av ekspanderende univers i generell relativitetsteori forteller oss at ikke noe punkt trenger å være sentrum i universet. Alle galakser er på vei vekk fra hverandre, lik kronestykker teipet fast til overflaten av en ballong som blåses opp. Uansett hvilket kronestykke du ser ut fra, vil du se at de andre er på vei vekk fra deg. Og de fjerner seg fordi ballongoverlaten strekkes, ikke fordi de beveger seg langs overflaten. Slik er det også med galaksene: De fjerner seg fordi rommet mellom dem ”blåses opp”, ikke fordi de beveger seg vekk fra hverandere gjennom rommet.

8 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) Det er kanskje fristende å tenke seg at vi befinner oss i ro i universets sentrum siden alle andre galakser er på vei vekk fra oss. Men det ville jo være merkelig om det skulle være slik. Modeller av ekspanderende univers i generell relativitetsteori forteller oss at ikke noe punkt trenger å være sentrum i universet. Alle galakser er på vei vekk fra hverandre, lik kronestykker teipet fast til overflaten av en ballong som blåses opp. Uansett hvilket kronestykke du ser ut fra, vil du se at de andre er på vei vekk fra deg. Og de fjerner seg fordi ballongoverlaten strekkes, ikke fordi de beveger seg langs overflaten. Slik er det også med galaksene: De fjerner seg fordi rommet mellom dem ”blåses opp”, ikke fordi de beveger seg vekk fra hverandere gjennom rommet.

9 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 Det er kanskje fristende å tenke seg at vi befinner oss i ro i universets sentrum siden alle andre galakser er på vei vekk fra oss. Men det ville jo være merkelig om det skulle være slik. Modeller av ekspanderende univers i generell relativitetsteori forteller oss at ikke noe punkt trenger å være sentrum i universet. Alle galakser er på vei vekk fra hverandre, lik kronestykker teipet fast til overflaten av en ballong som blåses opp. Uansett hvilket kronestykke du ser ut fra, vil du se at de andre er på vei vekk fra deg. Og de fjerner seg fordi ballongoverlaten strekkes, ikke fordi de beveger seg langs overflaten. Slik er det også med galaksene: De fjerner seg fordi rommet mellom dem ”blåses opp”, ikke fordi de beveger seg vekk fra hverandere gjennom rommet.

10 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): 𝑡0 = 1 / 𝐻0 ≈14 milliarder år Størrelse av det observerbare univers: 𝐿𝐻 = 𝑐𝑡0 ≈ 14 milliarder lysår Dersom galaksene er på vei vekk fra hverandre nå, må de ha vært nærmere hverandre i fortiden. Spoler vi utviklingen riktig langt tilbake, når vi et punkt der de alle befinner seg på samme sted. Galaksestrukurene er brutt opp lenge før vi når det punktet, men vi kan lage et enkelt estimat for universet alder, forstått som tiden som er gått siden galaksene var samlet i ett punkt, dersom vi antar at de beveger seg med konstant fart. En galakse i avstand d fra oss, har i følge Hubbles lov en fart v=H0*d, der d er avstanden. Men dersom t0 er tiden som er gått siden starten, og v er farten, må d=v*t0. Altså har vi v=H0*v*t0, som Gir t0=1/H0. Med den beste målte verdien vi har for H0, gir dette universet en alder på omtrent 13.2 milliarder år. Virkeligheten er mer komplisert, for galaksenes fart er ikke konstant. Materie, lysende og mørk, bremser den ned, mens mørk energi gir akselerasjon. Ut i fra det vi vet om hvor mye mørk energi og mørk materie universet har, ser det ut til at bidragene delvis opphever hverandre, og vi ender opp med en alder på 13.8 milliarder år, nær estimatet over. At universet har endelig alder, og at lyset har endelig hastighet, betyr at det finnes en prinsipiell grense for hvor fjerne objekter vi er i stand til å se. Den såkalte Hubblelengden på 13.2 miliiarder lysår kan brukes som et estimat på avstanden til de fjerneste objektene vi kan se i dag. Den gir imidlertid bare størrelsesordenen av denne avstanden. Måling av avstander i et ekspanderende univers krever at vi holder tunga rett i munnen. Spør vi om hvor langt unna de fjerneste objektene vi kan se i dag befinner seg NÅ, er svaret omtrent en faktor 3 større. Det skyldes at universet har utvidet seg siden lyset la ut på ferden mot oss. Vi ser at Hubbles konstant, H0, mer eller mindre bestemmer universets alder. De opprinnelige målingene til Hubble ga en mye høyere verdi enn den som er akseptert i dag, Hubble fant at H0 = 500 km/s Mpc, omtrent 7 ganger høyere enn verdien jeg brukte over. Det gir en alder som er 1/7*13.2 milliarder år = ca. 2 milliarder år. Det var kjent at jordas alder er omtrent 4.5 milliarder år, så dette var en kilde til bekymring. Universet kan selvsagt ikke være yngre enn jorda, eller noen av objektene det inneholder!

11 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 Hubble-parameteren en annen verdi (bør derfor kalles Hubble-konstanten med stor forsiktighet) Hvorfor? Se utledning av formelen for universets alder (tavle)

12 Mer realistisk utvikling av H(z) over tid – fra Kosmologi II

13 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

14 Stor skala = milliarder av lysår

15 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?

16 ”Steady State”-teorien
Universet utvider seg, men nytt stoff skapes og fyller tomrommene Ingen begynnelse For noen var problemet med universets alder et hint om at noe var galt med Big Bang-modellen, som modellen ble hetende. Men det største problemet for mange var tanken om at universet hadde en begynnelse i tid. For disse signaliserte et univers som sprang inn i eksistens fra ingenting et brudd med fysikkens lover (i neste forelesning skal vi se at det ikke nødvendigvis er tilfelle), og åpnet opp for overnaturlig inngripen. En som ikke ville ha noe av den slags var den engelske astronomen Fred Hoyle. Sammen med kollegene Thomas Gold og Herman Bondi utviklet han en alternativ modell: Steady State. I denne modellen utvider universet seg, i samsvar med Hubbles lov, men det har allikevel alltid eksistert og vil alltid gjøre det. Dette kan man få til dersom man aksepterer at ny materie dannes i de ekspanderende områdene mellom galaksene. Det fantes ingen kjent prosess som kunne gjøre dette, men på grunn av de enorme tidsskalaene som var involvert, var dannelsesraten som trengtes ganske beskjeden. Hoyle mente også at det var enklere å akseptere at ny materie ble dannet gradvis enn at hele universet ble dannet i ett øyeblikk i Big Bang. Dannelsesraten som kreves for å holde tettheten konstant er også svært beskjeden: Omtrent 1 hydrogenatom pr. kubikkmeter pr. ti milliarder år.

17 ”Big Bang”-teorien Universet var mye mindre, tettere og varmere før
Big Bang: Uendelig lite og tett For noen var problemet med universets alder et hint om at noe var galt med Big Bang-modellen, som modellen ble hetende. Men det største problemet for mange var tanken om at universet hadde en begynnelse i tid. For disse signaliserte et univers som sprang inn i eksistens fra ingenting et brudd med fysikkens lover (i neste forelesning skal vi se at det ikke nødvendigvis er tilfelle), og åpnet opp for overnaturlig inngripen. En som ikke ville ha noe av den slags var den engelske astronomen Fred Hoyle. Sammen med kollegene Thomas Gold og Herman Bondi utviklet han en alternativ modell: Steady State. I denne modellen utvider universet seg, i samsvar med Hubbles lov, men det har allikevel alltid eksistert og vil alltid gjøre det. Dette kan man få til dersom man aksepterer at ny materie dannes i de ekspanderende områdene mellom galaksene. Det fantes ingen kjent prosess som kunne gjøre dette, men på grunn av de enorme tidsskalaene som var involvert, var dannelsesraten som trengtes ganske beskjeden. Hoyle mente også at det var enklere å akseptere at ny materie ble dannet gradvis enn at hele universet ble dannet i ett øyeblikk i Big Bang. Dannelsesraten som kreves for å holde tettheten konstant er også svært beskjeden: Omtrent 1 hydrogenatom pr. kubikkmeter pr. ti milliarder år.

18 Kampen mellom universmodellene
Gjennom 50-tallet ble de to universmodellene diskutert ivrig. Begge var konsistente med tilgjengelige observasjoner. Men dette skulle snart forandre seg… Både Big Bang og Steady State var konsistente med Hubbles observasjoner. Så lenge det ikke fantes noe særlig annet å teste teoriene mot, var det umulig å skille mellom dem på empirisk grunnlag. Hvilken teori man foretrakk ble derfor et spørsmål om smak og filosofisk ståsted.

19 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. Kosmologi ble lenge sett på som en spekulativ bransje, mer preget av matematikk og filosofi enn en empirisk basert vitenskap. Det fantes allikevel noen som fattet interesse for Big Bang-modellen ganske tidlig. En av dem var Richard Chase Tolman som på 1930-tallet utarbeidet hvordan termodynamiske størrelser som temperatur og entropi ville utvikle seg under ekspansjonen. George Gamow brukte Tolmans resultater til å se på hva som ville skje med en suppe av protoner og nøytroner i de tidlige fasene av universets historie. Han var interessert i å se om mengdeforholdene mellom grunnstoffene hadde sitt opphav i Big Bang. Sammen med to studenter, Ralph Alpher og Robert Herman, beregnet han i detalj hvordan fusjonsprosesser mellom protoner og nøytroner ville utvikle seg. Gamow ble nok litt skuffet da de fant ut at bare ubetydelige mengder av grunnstoffer tyngre enn helium ville bli dannet. Men de kunne forklare mengdeforholdet mellom hydrogen og helium. Dessuten forutsa beregningene deres at det ble dannet elektromagnetisk stråliing med sort legeme-spekter, og at denne strålingen fremdeles burde være til stede, med en temperatur på noen få grader Kelvin. Det var imidlertid få som var interessert i arbeidet, og enda færre som trodde at denne strålingen noensinne kunne påvises. Arbeidet til Gamow, Alpher og Herman fra 1948 gikk derfor i glemmeboka i flere år. Arno Penzias og Robert Wilson var derfor totalt uvitende om arbeidet til Gamow & co da de testet ut en antenne for Bell Labs på midten av 1960-tallet. De fant da en uventet støykilde, svarende til en termisk kilde med temperatur på omtrent 3 grader Kelvin. Den var der uansett hvilken vei de pekte antennen. Utallige mulige støykilder ble undersøkt og eliminert, inkludert noen duer som hadde bygde reir i antennen. Da de nevnte målingene sine til en kollega, brakte denne dem i kontakt med en gruppe astronomer ved Princeton under ledelse av Robert Dicke. Dickes gruppe hadde, uavhengig av Gamow, gjenoppdaget den kosmiske mikrobølgebakgrunnen, som denne strålingen fra Big Bang ble hetende, i sine teoretiske arbeider. De var nå i full gang med å bygge en antenne for å lete etter strålingen. Men de rakk ikke å lete før Penzias og Wilson ringte for å fortelle hva de hadde sett. Legenden sier at da Dicke hadde lagt på røret, vendte han seg mot kollegene sine og sa ”Boys, we’ve been scooped!” Og det hadde de. I to artikler i Astrophysical Journal fortalte først Penzias og Wilson hva de hadde sett, og så forklarte Dicke & co hva observasjonene betydde. Kort fortalt hadde Penzias og Wilson uforvarende oppdaget kanskje det viktigste beviset for Big Bang. Det kan knapt understrekes nok at den kosmiske mikrobølgebakgrunnen er en naturlig konsekvens av Big Bang-modellen, der universet i sine tidligste faser var en gloheit suppe av elementærpartikler. I Steady State-modellen, der universet er evig og ufordanderlig og derfor alltid har vært så kaldt som det er i dag, er en slik bakgrunnsstråling helt uventet. Hoyle og samarbeidspartnere forsøkte å komme opp med alternative forklaringer, men forslagene deres smakte alltid av ad hoc-hypoteser.

20 Det mest perfekte eksempel på sort legeme-stråling.
Figuren viser et av resultatene fra den første satellitten som var dedikert til å måle egenskapene til mikrobølgebakgrunnen, COBE (COsmic Background Explorer). Den ble skutt opp i 1989, og i 1990 kunne forskerteamet bak satellitten vise fram spekteret til bakgrunnsstrålingen. Big Bang-teorien forutsier at den skal følge en sort legeme-kurve, og resultatene fra COBE bekreftet dette med en presisjon man knapt hadde turt å drømme om. I figuren er målingene til COBE tegnet inn sammen med den teoretiske kurven for et sort legeme med temperatur K. Vi ser ikke målepunktene, for usikkerheten i dem er mindre enn tykkelsen til den teoretiske kurven!

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 (unge galakser). Allerede før oppdagelsen av bakgrunnststrålingen var imidlertid Steady State i trøbbel. Martin Ryles katalogisering av radiogalakser og kvasarer viste klart at disse var mer tallrike før enn de er i dag. Igjen er dette vanskelig å forstå i en modell der universets egenskaper ikke endrer seg med tiden.

22 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 Big Bang-modellen følger av den generelle relativitetsteorien dersom vi antar at fordelingen av masse og energi i universet er homogen og isotrop. En homogen og isotrop fordeling av masse og energi betyr at tettheten er den samme overalt ved alle tidspunkter. Det er selvfølgelig lov å bare anta at universet startet på denne måten, men det er mer naturlig å tenke seg at det fantes avvik fra homogenitet og isotropi. Da viser ligningene at slike avvik ville bli forsterket med tiden. Den kosmiske bakgrunnsstrålingen bekreftet at universet med høy presisjon er isotropt. Senere har kartlegging av galaksenes fordeling bekreftet homogenitet og isotropi. Men dersom vi tenker oss at det ligger en fysisk mekanisme bak dette, får vi et problem. Det er mulig å tenke seg at prosesser i det veldig tidlige univers sørget for at bakgrunnsstrålingen kom i termisk likevekt over et visst område, men innenfor standard Big Bang-teori var det rett og slett ikke tid nok til at et så stort område som dagens observerbare univers rakk å nå termisk likevekt med samme temperatur overalt. Vi skal i neste forelesning se på det mest populære forsøket på å løse dette problemet, den såkalte inflasjonshypotesen.

23 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 % 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) Big Bang-modellen følger av den generelle relativitetsteorien dersom vi antar at fordelingen av masse og energi i universet er homogen og isotrop. En homogen og isotrop fordeling av masse og energi betyr at tettheten er den samme overalt ved alle tidspunkter. Det er selvfølgelig lov å bare anta at universet startet på denne måten, men det er mer naturlig å tenke seg at det fantes avvik fra homogenitet og isotropi. Da viser ligningene at slike avvik ville bli forsterket med tiden. Den kosmiske bakgrunnsstrålingen bekreftet at universet med høy presisjon er isotropt. Senere har kartlegging av galaksenes fordeling bekreftet homogenitet og isotropi. Men dersom vi tenker oss at det ligger en fysisk mekanisme bak dette, får vi et problem. Det er mulig å tenke seg at prosesser i det veldig tidlige univers sørget for at bakgrunnsstrålingen kom i termisk likevekt over et visst område, men innenfor standard Big Bang-teori var det rett og slett ikke tid nok til at et så stort område som dagens observerbare univers rakk å nå termisk likevekt med samme temperatur overalt. Vi skal i neste forelesning se på det mest populære forsøket på å løse dette problemet, den såkalte inflasjonshypotesen.

24 Det svært tidlige universet
Vi kan bruke fysikkens lover til å regne oss bakover i tid i Big Bang-modellen. Men etter hvert når vi punktet der temperaturer og tettheter blir så høye at vi ikke kan regne med at modellene våre er riktige lenger. Standardmodellen i partikkelfysikk er testet opp til energier som svarer til temperaturer på en million milliard Kelvin, så våre forestillinger om hva som skjedde før dette må regnes som mer eller mindre plausible gjetninger. Først etter s oppfører de fire fundamentale kreftene seg som i dag

25 Inflasjon (tema neste uke)
Denne figuren viser sentrale epoker i universets historie og temperaturen til bakgrunnsstrålingen ved disse. De tidligste epokene, den der kvantegravitasjon er viktig og inflasjonsepoken, kommer jeg tilbake til i neste forelesning. I denne forelesningen vil jeg følge universet fra kjernepartiklene ble dannet fram til i dag. Nukleo-syntese Inflasjon (tema neste uke) Rekombinasjon (gjennomsiktig univers)

26 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. Med ”lette” menes i praksis kjerner opp til litium. Men det var overveiende helium-4 som ble dannet i det korte tidsvinduet da tetthet og temperatur tillot fusjonsprosesser. Det første som måtte skje, var at temperaturen ble lav nok til at deuteriumkjerner som ble dannet (av et proton og et nøytron) ikke straks ble brutt opp av energirike fotoner. Når først deuterium kunne dannes, fusjonerte flesteparten av disse kjernene straks til helium. Men en rest av deuterium ble igjen, og observasjoner av deuteriumforekomsten er en viktig sjekk av teorien. Det er viktig å merke seg at alle tyngre grunnstoffer dannes i stjerner og supernovaer. Vi er virkelig stjernestøv! Om du er av den mer kyniske typen kan du si at vi er kjernefysiske avfallsprodukter. Vi har flere måter å teste teorien for nukleosyntese i det tidlige univers på. Mønsteret av temperaturvariasjoner i den kosmiske mikrobølgebakgrunnen er en metode, observasjoner av svært gammel gass som ennå ikke er blitt brukt i stjernedannelse er en annen.

27 Nukleosyntese Hvorfor ikke tyngre grunnstoffer enn helium?
4He + 4He  8Be (ikke stabilt)  4He + 4He En tredje 4He-kjerne må kollidere med de første to nesten umiddelbart etterpå (størrelserorden s) for å få 4He + 4He + 4He  12C (stabilt) For stjerner på horisontalgrenen er helium-tettheten høy nok til at dette skjer, men ikke i det tidlige universet Med ”lette” menes i praksis kjerner opp til litium. Men det var overveiende helium-4 som ble dannet i det korte tidsvinduet da tetthet og temperatur tillot fusjonsprosesser. Det første som måtte skje, var at temperaturen ble lav nok til at deuteriumkjerner som ble dannet (av et proton og et nøytron) ikke straks ble brutt opp av energirike fotoner. Når først deuterium kunne dannes, fusjonerte flesteparten av disse kjernene straks til helium. Men en rest av deuterium ble igjen, og observasjoner av deuteriumforekomsten er en viktig sjekk av teorien. Det er viktig å merke seg at alle tyngre grunnstoffer dannes i stjerner og supernovaer. Vi er virkelig stjernestøv! Om du er av den mer kyniske typen kan du si at vi er kjernefysiske avfallsprodukter. Vi har flere måter å teste teorien for nukleosyntese i det tidlige univers på. Mønsteret av temperaturvariasjoner i den kosmiske mikrobølgebakgrunnen er en metode, observasjoner av svært gammel gass som ennå ikke er blitt brukt i stjernedannelse er en annen.

28 Nukleosyntese Hvorfor begynte nukleosyntesen først etter et helt sekund, og ikke umiddelbart etter Big Bang? Tungt hydrogen (2H) er flaskehalsen Ved for høye temperaturer (og for lav tetthet) brytes tungt hydrogen ned av energirike fotoner før det rekker å fusjonere til 3He (som i Solen) Med ”lette” menes i praksis kjerner opp til litium. Men det var overveiende helium-4 som ble dannet i det korte tidsvinduet da tetthet og temperatur tillot fusjonsprosesser. Det første som måtte skje, var at temperaturen ble lav nok til at deuteriumkjerner som ble dannet (av et proton og et nøytron) ikke straks ble brutt opp av energirike fotoner. Når først deuterium kunne dannes, fusjonerte flesteparten av disse kjernene straks til helium. Men en rest av deuterium ble igjen, og observasjoner av deuteriumforekomsten er en viktig sjekk av teorien. Det er viktig å merke seg at alle tyngre grunnstoffer dannes i stjerner og supernovaer. Vi er virkelig stjernestøv! Om du er av den mer kyniske typen kan du si at vi er kjernefysiske avfallsprodukter. Vi har flere måter å teste teorien for nukleosyntese i det tidlige univers på. Mønsteret av temperaturvariasjoner i den kosmiske mikrobølgebakgrunnen er en metode, observasjoner av svært gammel gass som ennå ikke er blitt brukt i stjernedannelse er en annen.

29 Tungt hydrogen er flaskehalsen
Før 1 s: Likevekt – prosessen går begge veier 1H + 1H  2H + e+ + 𝜈 𝑒 + energi 1H + 1H + e- + 𝜈 𝑒  1H + n  2H + foton 1 s – 3 min: Ut av likevekt – prosessen går en vei Lav temperatur = fotoner ikke nok energi til å bryte opp 2H 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) Med ”lette” menes i praksis kjerner opp til litium. Men det var overveiende helium-4 som ble dannet i det korte tidsvinduet da tetthet og temperatur tillot fusjonsprosesser. Det første som måtte skje, var at temperaturen ble lav nok til at deuteriumkjerner som ble dannet (av et proton og et nøytron) ikke straks ble brutt opp av energirike fotoner. Når først deuterium kunne dannes, fusjonerte flesteparten av disse kjernene straks til helium. Men en rest av deuterium ble igjen, og observasjoner av deuteriumforekomsten er en viktig sjekk av teorien. Det er viktig å merke seg at alle tyngre grunnstoffer dannes i stjerner og supernovaer. Vi er virkelig stjernestøv! Om du er av den mer kyniske typen kan du si at vi er kjernefysiske avfallsprodukter. Vi har flere måter å teste teorien for nukleosyntese i det tidlige univers på. Mønsteret av temperaturvariasjoner i den kosmiske mikrobølgebakgrunnen er en metode, observasjoner av svært gammel gass som ennå ikke er blitt brukt i stjernedannelse er en annen.

30 Hvor grunnstoffene kommer fra

31 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. Det er to viktige poeng å få med seg her. Det første er at universets utvidelseshastighet reguleres av energitettheten, og at stråling og materie gir ulik utvidelseshastighet. Både strålingstettheten og materietettheten avtar mens universet utvider seg og volumet øker. Men strålingstettheten avtar raskere, da bølgelengdene til fotonene strekkes med ekspansjonen, og dermed avtar energien til hvert foton samtidig med at tettheten av dem blir lavere. Men det betyr at når vi går tilbake i tid, øker fotonenes betydning relativt til materie, og de første ca. 50 tusen år av universets historie var energitettheten dominert av stråling. Et strålingsdominert univers utvider seg raskere enn et materiedominert. Det andre viktige poenget har med strukturdannelse å gjøre. Strukturer som stjerner og galakser er blitt dannet ved at små ujevnheter i massefordelingen har vokst seg større ved å trekke til seg mer masse fra områdene rundt. Men universets ekspansjon motvirker strukturdannelsen, fordi den forsøker å spre materien jevnere utover. Dersom utvidelsen er for rask, rekker ikke klumpene å vokse seg større. Dette var tilfelle under den strålingsdominerte fasen. Da universet ble materiedominert, kunne den mørke materien begynne å klumpe seg. Den baryoniske materien vekselvirket med den elektromagnetiske strålingen, og det gjorde at den først kunne klumpe seg da universet ble elektrisk nøytralt.

32 tid Stråling dominerer Materie Mørk energi

33 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. Epoken da de første nøytrale atomene ble dannet kalles rekombinasjon, selv om dette altså var første gang dette skjedde. Temperaturen ble lav nok til at fotonene ikke kunne ionsiere hydrogentatomer straks de ble dannet. Så lenge elektroner og protoner var adskilt, forstyrret de banen til fotoner. Men da de slo seg sammen til nøytrale atomer, kunne fotonene bevege seg nærmest uhindret gjennom universet. Det er denne strålingen vi ser som den kosmiske mikrobølgebakgrunnen i dag.

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

35 Men enormt mye sjeldnere med nøytrale atomer

36 CMB: Lys (mikrobølger) fra da universet ble gjennomsiktig
Fordi fotonene i mikrobølgebakgrunnen må bevege seg gjennom tyngdefeltene som klumpene i den mørke materien setter opp, vil de miste (eller vinne) energi. Det fører igjen til temperaturvariasjoner av størrelsesorden med variasjonene i tettheten. For at teorien for strukturdannelse skal henge sammen, må disse være av relativ størrelse på noen hundredels promille. Det var derfor en stor triumf og lettelse for kosmologer da temperaturvariasjoner i bakgrunnstrålingen med den rette størrelsen ble oppdaget av COBE-satellitten i Nobelprisen i fysikk i 2006 gikk til John Mather og George Smoot for denne meget viktige oppdagelsen.

37 Nobelprisen i fysikk 2006 Fordi fotonene i mikrobølgebakgrunnen må bevege seg gjennom tyngdefeltene som klumpene i den mørke materien setter opp, vil de miste (eller vinne) energi. Det fører igjen til temperaturvariasjoner av størrelsesorden med variasjonene i tettheten. For at teorien for strukturdannelse skal henge sammen, må disse være av relativ størrelse på noen hundredels promille. Det var derfor en stor triumf og lettelse for kosmologer da temperaturvariasjoner i bakgrunnstrålingen med den rette størrelsen ble oppdaget av COBE-satellitten i Nobelprisen i fysikk i 2006 gikk til John Mather og George Smoot for denne meget viktige oppdagelsen.

38 2013: Planck-satellitten (ESA)
Den 21. mars 2013 presentere teamet bak ESA-satellitten Planck sine første målinger av temperaturvariasjonene i bakgrunnsstrålingen. Planck har høyere oppløsning og bedre presisjon enn WMAP, og dette kartet viser variasjonene i uovertruffen detaljrikdom. Ved å analysere de statistiske egenskapene til kartet kan man lære en hel masse om de viktigste parametrene som bestemmer universets struktur og utvikling. En gruppe av kosmologer ved Institutt for teoretisk astrofysikk her i Oslo har gitt viktige bidrag til dette arbeidet.

39 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) I generell relativitetsteori er tyngdekraft det samme som geometrien til tidrommet, og ligningene sier at den er bestemt av masse- og energitettheten i universet. Siden universet er homogent og isotropt, må krumningen til rommet være konstant, den samme overalt. Da finnes det bare tre muligheter: Den kan være flat som et papirark, krum som overflaten på en kule, eller krum som overflaten på et potetgullflak (tenk Pringle.) Geometrien svarer til ulike historiske forløp for universets størrelse. Er tettheten lav nok, er ikke tyngdekraften sterk nok til å stoppe utvidelsen. Dette svarer til åpne og flate geometrier. Er tettheten høy, vil tyngdekraften stoppe og snu utvidelsen. Sammenlign med oppskyting av rakett: Den må ha en viss minste fart for å slippe vekk fra Jordas tyngdefelt. Er farten for lav, vinner Jordas tyngdekraft og raketten faller ned igjen.

40 ”Black is the new orange”

41 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) I generell relativitetsteori er tyngdekraft det samme som geometrien til tidrommet, og ligningene sier at den er bestemt av masse- og energitettheten i universet. Siden universet er homogent og isotropt, må krumningen til rommet være konstant, den samme overalt. Da finnes det bare tre muligheter: Den kan være flat som et papirark, krum som overflaten på en kule, eller krum som overflaten på et potetgullflak (tenk Pringle.) Geometrien svarer til ulike historiske forløp for universets størrelse. Er tettheten lav nok, er ikke tyngdekraften sterk nok til å stoppe utvidelsen. Dette svarer til åpne og flate geometrier. Er tettheten høy, vil tyngdekraften stoppe og snu utvidelsen. Sammenlign med oppskyting av rakett: Den må ha en viss minste fart for å slippe vekk fra Jordas tyngdefelt. Er farten for lav, vinner Jordas tyngdekraft og raketten faller ned igjen.

42

43 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. Det finnes flere måter å bestemme universets tetthet/geometri på, men kanskje den mest elegante og presise måten er å bruke variasjonene i temperaturen til den kosmiske mikrobølgebakgrunnen.

44 CMB og universets geometri
Vi ser varme og kalde flekker i mikrobølgebakgrunnen. Den fysiske størrelsen på disse kan vi beregne. Vinkelutstrekningen deres på himmelen vil avhenge av hvordan lysstrålene har beveget seg fra rekombinasjonen og fram til de når oss i dag. Er universet lukket, blir strålene bøyd innover, og flekkene ser større ut. Er det åpent, ser de mindre ut. Ved å måle vinkelutstrekningen deres kan vi dermed bestemme universet geometri. Temperaturkartene fra WMAP viser at universet er svært nær å være flatt.

45 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 I et flatt univers vil ekspansjonen aldri stoppe opp, men den vil gå saktere og saktere. Det var derfor en stor overraskelse da to uavhengige grupper i 1998 fant at universet ser ut til å utvide seg fortere nå enn for fem milliarder år siden. Hvordan er det mulig? Tyngekraften er jo tiltrekkende og burde virke som en brems på ekspansjonen.