Kosmologi del I (AST1010): Kosmologi blir presisjonsvitenskap

Presentasjon om: "Kosmologi del I (AST1010): Kosmologi blir presisjonsvitenskap"— Utskrift av presentasjonen:

1 Kosmologi del I (AST1010): Kosmologi blir presisjonsvitenskap

2 Nobel-prisen i fysikk 2006 Pressemelding fra Nobel-komitéen 3. oktober 2006: ”Bilder fra et nyfødt univers. I år er fysikk-prisen utdelt for arbeid som ser tilbake til universets barndom, og forsøker å forstå galaksers og stjerners opprinnelse. Det er basert på målinger gjort ved hjelp av COBE-satelitten som ble skutt opp av NASA i 1989. ... Disse målingene markerte begynnelsen på kosmologi som en presis vitenskap... ... COBE’s suksess var resultatet av et enormt lag-arbeid som involverte mer enn 1000 forskere, ingeniørerer og andre. John Mather koordinerte hele prosessen, og hadde også hovedansvaret for eksperimentet som oppdaget sort-legeme-formet til den kosmiske bakgrunnsstrålingen målt av COBE. George Smoot hadde hoved-ansvaret for målingene av temperatur-variasjonene i strålingen.” John Mather George Smoot

3 Kosmologi på fem slides
To ting er uendelige: Universet og men-neskets dumhet; og jeg er ikke sikker på universet. Albert Einstein

4 Hva er universet, og hva fyller det?
Hvordan skal vi beskrive rom-mets egenskaper matematisk? Hvor mange stjerner og galakser finnes i det? Finnes det materie vi ikke kan se? Kanskje universets utvikling domineres av ukjente mørke krefter?

5 Universets fortid og framtid?

6 Hvordan ble strukturer dannet?

7 Hvordan ser universet ut?

8 Oppsummering Kosmologi er studiet av universet som helhet
Målet er å forstå hvordan universet ble til hvordan det har utviklet seg hva det består av hvor gammelt det er

9 Oppsummering ”I want to know God’s thoughts; the rest are details.”
Albert Einstein

10 Kosmologi før 1965 What kind of theory is this, that was conceived by a priest and endorsed by the pope? Fred Hoyle om Big Bang

11 Einsteins generelle relativitetsteori
Einstein publiserer i 1916 en ny gravitasjons-teori (GR) som korrigerer Newtons teori fra 1687 GR oppsummert i én likning: GR oppsummert i en setning: Materien forteller rommet hvordan det skal krumme, og rommet forteller materien hvordan den skal bevege seg Rommets geometri Rommets innhold

12 ”The greatest blunder of my life”
Universet dynamikk domineres av gravitasjons-krefter GR er derfor vår beste teori for å beskrive universet som helhet Publisert i 1916 ”Problem”: GR tillater ikke statiske løsninger! Universet må enten utvide eller trekke seg sammen Einstein var overbevist om at universet var uforanderlig, og ”korrigerte” teorien ved å legge til ledd 1925: Edwin Hubble publiserer målinger av galaksers hastighet som funksjon av avstand – og finner at universet ekspanderer!!

13 Skapelse i et varmt Big Bang?
George Gamow (1948) – ”The origins of elements” Hvis universet utvider seg nå, må det ha vært mindre tidligere En gass som presses inn i mindre volum, får høyere temperatur Svært tidlig må temperaturen ha vært svært høy; da kan universet kun ha bestått av fotoner of frie elementær-partikler Forutsigelser fra Gamows teori: Det må være omtrent 75% hydrogen og 25% helium i universet Universet må være fylt av elektromagnetisk stråling med temperatur på rundt 5°K Strålingen skal være nær isotrop, dvs. like varm i alle retninger Og intensiteten skal ha et sort-legeme- eller Planck-spektrum

14 Kan universet likevel være uforanderlig?
Idéen om en skapelse var (og fortsatt er) filosofisk ubehagelig for mange De fysiske lover bryter sammen Fysikk blir lett sammenblandet med religion Fred Hoyle (1948) – Steady State-modellen: Universet har alltid sett ut som det gjør nå Det har ingen begynnelse eller slutt Tettheten er den samme til alle tider Rommets ekspansjon må derfor følges av dannelse av ny materie Omtrent ett atom per m3 per milliard år Ingen observasjoner kunne på 50-tallet skille mellom Big Bang og Steady State, og diskusjonen ble svært opphetet Argumentasjon gikk først og fremst på estetikk og filosofi, og delvis religion

15 Kosmisk bakgrunnsstråling – ekko fra Big Bang
Boys – we’ve been scooped... Robert Dicke

16 Stråling fra Big Bang Universet startet som en varm gass av elektroner, protoner og fotoner Hyppige kollisjoner førte til termodynamisk likevekt Fotonene kunne bevege seg kun få meter før de treffer et elektron Denne gassen utvidet seg raskt, og ble da avkjølt Da temperaturen falt under 3000°K, gikk elektroner og protoner sammen, og dannet nøytralt hydrogen Uten frie elektroner kan fotonene bevege seg fritt gjennom hele universet! Tid Temp. CMB = Cosmic Microwave Background I dag

17 Bakgrunnsstrålingens betydning
To viktige egenskaper ved CMB: Frekvens-avhengighet Fotoner og elektroner i termodynamisk likevekt fører til et Planck-spektrum Big Bang  Planck-spektrum med T = 2-5°K Steady State-modellen forklarer ikke naturlig slik stråling Temperatur-variasjoner fra sted til sted Temperaturen er gitt først og fremst av gassens tetthet Små variasjoner i temperatur tilsvarer små fluktuasjoner i tetthet Områder med høy tetthet 300,000 år etter Big Bang utgjorde utgangspunktet for dannelse av galakser Et CMB-kart gir et bilde av materien i universet like etter Big Bang!

18 Oppdagelsen av bakgrunnsstrålingen
I 1964 undersøkte to forskere ved Bell Labora-tories, Arno Penzias og Robert Wilson, støyen i signalene fra USAs første satellitt, Echo 1 Målingene utført med en seks meter stor horn-antenne i New Jersey Uansett hvor de målte på himmelen, fant de støy på omtrent 3.5°K mer enn forventet! Tilsvarende eksperiment ble samtidig forberedt av tre Princeton-forskere, Dicke, Peebles og Wilkinson, nettopp for å måle strålingen fra Big Bang! Penzias og Wilson fikk tilfeldigvis høre om dette, og ringte Dicke... “Boys, we’ve been scooped.” Nobel-pris gitt til Penzias og Wilson i 1978 Arno Penzias Robert Wilson

19 Målinger av frekvens-spekteret
Big Bang ble klart styrket av Penzias og Wilson’s oppdagelse Men bare hvis frekvens-spekteret (= intensitet som funksjon av frekvens) faktisk er av Planck-type! Hvis ikke, faller Big Bang! Grupper over hele verden begynte derfor å måle på forskjellige bølge-lengder Resultater konsistente med Planck-spektrum, men store usikkerheter Stor overraskelse i 1988! Matsumoto et al. gjennomfører et rakett-basert eksperiment Nominelt det mest følsomme så langt Og finner T0 = ± K!! 17σ unna andre resultater!! Klart brudd på Big Bang-forutsigelsene! Er Big Bang død? Er det noe feil med eksperimentet? Mer enn 100 artikler ble skrevet det neste året for å forklare resultatet fysisk! Gruppe År λ (cm) T0 Penzias og Wilson 1965 7.35 3.5 ± 1.0 Howell et al. 1966 20.7 2.8 ± 0.6 Roll og Wilkinson 1967 3.2 3.0 ± 0.5 Welch et al. 1.58 2.0 ± 0.8 Kislyakov et al. 1971 0.36 2.4 ± 0.7 Mandolesi et al. 1986 6.3 2.70 ± 0.07

20 Søk etter temperatur-fluktuasjoner
Forskere begynte også å lete etter variasjoner i bakgrunnsstrålingen Ofte kvantifisert ved størrelsen ΔT / T0 på en gitt skala Eksempel: ΔT / T0 = 10-5 på 90 grader innbærer at gjennomsnittlig differanse mellom to punkter separert med 90 grader på himmelen, er ΔT = 10-5 · 2.74 K = 27.4 μK Teoretiske beregninger viste at ΔT / T0 måtte være større enn 10-6 for at galakser skulle rekke å formes siden Big Bang! Skala 1964 T0 3.5±1.0 K 180°  0.2 90° 1° 0.1° 0.01° Historiske målinger av ΔT/T0

21 Søk etter temperatur-fluktuasjoner
Forskere begynte også å lete etter variasjoner i bakgrunnsstrålingen Ofte kvantifisert ved størrelsen ΔT / T0 på en gitt skala Eksempel: ΔT / T0 = 10-5 på 90 grader innbærer at gjennomsnittlig differanse mellom to punkter separert med 90 grader på himmelen, er ΔT = 10-5 · 2.74 K = 27.4 μK Teoretiske beregninger viste at ΔT / T0 måtte være større enn 10-6 for at galakser skulle rekke å formes siden Big Bang! Skala 1964 1969 T0 3.5±1.0 K ~ 5% 180°  0.2 0.002 90°  0.011 1°  3-5·10-4 0.1°  3·10-3 0.01° Historiske målinger av ΔT/T0

22 Søk etter temperatur-fluktuasjoner
Forskere begynte også å lete etter variasjoner i bakgrunnsstrålingen Ofte kvantifisert ved størrelsen ΔT / T0 på en gitt skala Eksempel: ΔT / T0 = 10-5 på 90 grader innbærer at gjennomsnittlig differanse mellom to punkter separert med 90 grader på himmelen, er ΔT = 10-5 · 2.74 K = 27.4 μK Teoretiske beregninger viste at ΔT / T0 måtte være større enn 10-6 for at galakser skulle rekke å formes siden Big Bang! Skala 1964 1969 1979 T0 3.5±1.0 K ~ 5% 180°  0.2 0.002 Dipol oppdaget 90°  0.011 3·10-4 annonsert! 1°  3-5·10-4  10-4 0.1°  3·10-3 0.01°  0.05 Historiske målinger av ΔT/T0

23 Søk etter temperatur-fluktuasjoner
Forskere begynte også å lete etter variasjoner i bakgrunnsstrålingen Ofte kvantifisert ved størrelsen ΔT / T0 på en gitt skala Eksempel: ΔT / T0 = 10-5 på 90 grader innbærer at gjennomsnittlig differanse mellom to punkter separert med 90 grader på himmelen, er ΔT = 10-5 · 2.74 K = 27.4 μK Teoretiske beregninger viste at ΔT / T0 måtte være større enn 10-6 for at galakser skulle rekke å formes siden Big Bang! Skala 1964 1969 1979 1984 T0 3.5±1.0 K ~ 5% ~ 2% 180°  0.2 0.002 Dipol oppdaget Amplitude og retning 90°  0.011 3·10-4 annonsert!  3·10-5 1°  3-5·10-4  10-4  3-5·10-5 0.1°  3·10-3 0.01°  0.05 Historiske målinger av ΔT/T0

24 Søk etter temperatur-fluktuasjoner
Forskere begynte også å lete etter variasjoner i bakgrunnsstrålingen Ofte kvantifisert ved størrelsen ΔT / T0 på en gitt skala Eksempel: ΔT / T0 = 10-5 på 90 grader innbærer at gjennomsnittlig differanse mellom to punkter separert med 90 grader på himmelen, er ΔT = 10-5 · 2.74 K = 27.4 μK Teoretiske beregninger viste at ΔT / T0 måtte være større enn 10-6 for at galakser skulle rekke å formes siden Big Bang! Skala 1964 1969 1979 1984 1988 T0 3.5±1.0 K ~ 5% ~ 2% Matsumoto et al?! 180°  0.2 0.002 Dipol oppdaget Amplitude og retning 90°  0.011 3·10-4 annonsert!  3·10-5  2·10-5 1°  3-5·10-4  10-4  3-5·10-5  10-5 0.1°  3·10-3  1.7·10-5 0.01°  0.05 Historiske målinger av ΔT/T0

25 COBE – starten på presisjons-kosmologi
The scientific discovery of the century, if not all time! Stephen Hawking om COBE

26 Utfordring fra NASA NASA kunngjorde den 15. juni 1974 en ”announcement of opportunity” til vitenskapsmiljøet Hvis vi gir deg 5-10 millioner dollar og en rakett, hva gjør du med det? Ingen begrensninger på fagfelt ble satt 121 grupper svarte, hvorav tre foreslo studier av bakgrunnsstrålingen: Massachusetts Institute of Technology, ledet av John Mather Tre instrumenter, nemlig måling av 1) spektrum, 2) fluktuasjoner, og 3) galaktisk støv Estimert kostnad: $2.9 millioner til $4.85 millioner. Faktisk kostnad: ~ $350 millioner... UC Berkeley, ledet av George Smoot Liten rakett, satellitt mindre enn 200 kg Jet Propulsion Laboratory, California, ledet av Samuel Gulkis Svært konservativt forslag; alt basert på eksisterende teknologi NASA arrangerer et ”shotgun marriage”: CMB-forslagene får tilslaget sammen, men NASA bestemmer hvem som får bli med! Kjerne-gruppen blir Mather, Weiss og Wilkinson (MIT), Smoot og Hauser (Berkeley) og Gulkis (JPL)

27 Én satellitt, tre instrumenter
COBE: Base for tre instrumenter Vekt: 2270 kg Polar bane Periode: 103 minutter Høyde: 900 km Levetid: 4 år FIRAS: Mål: CMB-spektrum Leder: John Mather DIRBE: Mål: Galaktisk støv Leder: Mike Hauser DMR: Mål: CMB-fluktuasjoner Leder: George Smoot

28 Forberedelser og konstruksjon
Bygging av COBE startet ved Goddard Space Flight Center (GSFC) i 1982 Oppskytning planlagt med romfergen i 1989 Første versjon av COBE klar i januar 1986 Kun infrastruktur, ikke instrumenter Dimensjoner: 6 meter lang, 5 meter bred, 4800 kg 27. januar 1986: Romfergen Challenger eksploderer like etter take-off Seks astronauter drept, hvorav en lærerinne Alle planlagte oppskytninger lagt på is Uaktuelt å skyte opp COBE med romferge Eneste alternativ: Medium-størrelse Delta-rakett Fullstendig ombygging nødvendig Nye dimensjoner: 6 meter lang, 2.6 meter bred, 2300 kg! I 1988 arbeidet 300 vitenskapsfolk, ingeniører og støtte-personell på ombyggingen av COBE Klar for oppskytning i juni 1989

29 Oppskytning og tidlige observasjoner
Oppskytning den 19. november 1989 fra Vandenberg i California Et jordskjelv på 7.1 på Richters skala inntraff 16. oktober; COBE slapp heldigvis uskadet fra det Etter én time var COBE i perfekt bane Fungerte praktisk talt feilfritt i de fire årene observasjoner ble tatt Første FIRAS-spektrum funnet etter ni minutters observasjoner! DIRBE produserte et detaljert bildet av vår egen galakse DMR trengte to års observasjonstid for å få robuste resultater

30 Sort-legeme-stråling eller ikke?
Husk at: Big Bang  Planck-spektrum Steady State  ikke Planck-spektrum Matsumoto et al. fant avvik i COBE-teamet reserverte tale-tid på det årlige American Astronomical Society-møtet i januar 1990 Indikasjon på at noe stort var på ferde Overfylt sal med mer enn 2000 spente tilhørerere John Mather inntok podiet: ”Her er vårt spektrum.” Noen sekunders stillhet, så reiser hele salen seg, og gir COBE-teamet stående ovasjoner! En svært sterk bekreftelse av Big Bang-teorien Steady State-modellen er død

31 Resultater fra DMR – de første strukturer
Resultatene fra DMR var først klare våren 1992, og ble presentert 23. april George Smoot ledet presentasjonen denne gangen Viste bildet av fluktuasjoner i bakgrunnsstrålingen På spørsmål fra en journalist om hva dette bildet innebar, svarte han: ”If you’re religious, it’s like looking at God.” De eldste og største strukturer i universet var funnet, i perfekt overensstemmelse med Big Bang-teorien Stephen Hawking: ”The greatest discovery of the century, if not all time!” Kosmologi ble presisjons-vitenskap

32 Berømmelse og konflikt
Øyeblikkelig berømmelse for George Smoot Forsider i New York Times, Washington Post, Los Angeles Times osv. Ofte ble Smoot beskrevet som leder av COBE Intervjuer på talkshows, f.eks. ABC’s Nightline People inkluderte Smoot blant årets 25 mest interessante personligheter Bok-avtale verdt flere millioner dollar i forskudd George Efstathiou, professor ved Cambridge: ”Only the marriage of Princess Di generated equal media interest.” Dette ble sterkt mislikt resten av COBE-teamet Følte at Smoot forsøkte å ta æren alene; at han ”bearbeidet” miljøet for å vinne en Nobel-pris John Mather fortalte sin versjon av historien i ”The very first light” (1996) Spekulasjoner verserte i miljøet om denne konflikten kunne være medvirkende til at Nobel-prisen drøyde

33 Belønning Nobel-prisen i fysikk i 2006 gitt til John Mather og George Smoot sammen "for their discovery of the blackbody form and anisotropy of the cosmic microwave back-ground radiation” 10 millioner SEK delt likt mellom pris-vinnerne Mather og Smoot opptrådte nylig sammen offentlig igjen, og har uttalt at gamle stridigheter ligger bak

34 Hva er de neste store spørsmålene?

35 Kosmologiske hovedspørsmål i dag
Hva skjedde før Planck-epoken ? Hva skjedde egentlig i inflasjonsfasen ? Hva er den mørke materien ? Hva er den mørke energien ?

36 Hva skjedde før Planck-epoken?

37

38 Inflasjon Forsøk på å forklare hvorfor universet er homogent og isotropt, og fylt av ”Gaussiske fluktuasjoner” Antar at universet var i en ”falsk grunntilstand” når det var ca s gammelt. Denne falske grunntilstanden hadde negativt trykk  frastøtende gravitasjon. Gir en voldsom ekspansjon: vårt observerbare univers kan ha hatt en opprinnelig størrelse på mindre enn m. Kvante-effekter førte til at overgangen til den ”ekte” grunntilstanden ikke skjedde like fort alle steder  gir opphav til små avvik fra homogenitet. Viktig!

39

40

41

42 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

43 Rotasjonskurver for spiralgalakser

44 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.

45 Gravitasjonslinser

46 Hva er den mørke materien ?
Kan den være sorte hull, støv,… NEI! For vi vet at bare 4 % av massen kan være baryonisk, og det gjelder enten den er lysende eller mørk. Det må finnes ikke-baryonisk mørk materie.

47 Kandidater fra partikkelfysikk

48 Mørk energi: Vi har sett noe rart!
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! Mystiske krefter er på ferde!

49

50

51

52

53 Mørk energi ”Vanlig” materie har alltid tiltrekkende tyngdekraft, kan ikke forklare at universet akselererer. En mulige forklaring: vakuumenergi (Einsteins kosmologiske konstant) Annen mulighet: skalarfelt Eller kanskje skyldes det at universet har flere dimensjoner enn de fire vi kjenner til!

54 Oppsummering Vi har i dag masse gode kosmologiske observasjoner
CMB, galaksekataloger, linsing etc. Den kosmologiske standardmodellen fungerer strålende til å ”forklare” observasjoner! Men – den baserer seg på mange ikke-observerte fenomener Inflasjon Mørk materie Mørk energi Dette er et svært aktivt forskningsfelt