Presentasjon lastes. Vennligst vent

Presentasjon lastes. Vennligst vent

Kosmologi del I (AST1010): Kosmologi blir presisjonsvitenskap.

Liknende presentasjoner


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 John Mather George Smoot 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 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.”

3 Kosmologi på fem slides To ting er uendelige: Universet og men- neskets dumhet; og jeg er ikke sikker på universet. 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.” ”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? What kind of theory is this, that was conceived by a priest and endorsed by the pope? Fred Hoyle om Big Bang

11 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 Einsteins generelle relativitetsteori Rommets geometriRommets 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 m 3 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... 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! I dag Tid Temp. CMB = Cosmic Microwave Background

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 T 0 = ± 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! GruppeÅr λ (cm) T0T0T0T0 Penzias og Wilson ± 1.0 Howell et al ± 0.6 Roll og Wilkinson ± 0.5 Welch et al ± 0.8 Kislyakov et al ± 0.7 Mandolesi et al ± 0.07

20 Søk etter temperatur-fluktuasjoner Skala1964 T0T0T0T0 3.5±1.0 K 180°  ° 1°1°1°1° 0.1° 0.01°  Forskere begynte også å lete etter variasjoner i bakgrunnsstrålingen  Ofte kvantifisert ved størrelsen ΔT / T 0 på en gitt skala  Eksempel: ΔT / T 0 = på 90 grader innbærer at gjennomsnittlig differanse mellom to punkter separert med 90 grader på himmelen, er ΔT = · 2.74 K = 27.4 μK  Teoretiske beregninger viste at ΔT / T 0 måtte være større enn for at galakser skulle rekke å formes siden Big Bang! Historiske målinger av ΔT/T 0

21 Søk etter temperatur-fluktuasjoner Skala T0T0T0T0 3.5±1.0 K ~ 5% 180°  0.2  °  °1°1°1°  3-5· °  3· °  Forskere begynte også å lete etter variasjoner i bakgrunnsstrålingen  Ofte kvantifisert ved størrelsen ΔT / T 0 på en gitt skala  Eksempel: ΔT / T 0 = på 90 grader innbærer at gjennomsnittlig differanse mellom to punkter separert med 90 grader på himmelen, er ΔT = · 2.74 K = 27.4 μK  Teoretiske beregninger viste at ΔT / T 0 måtte være større enn for at galakser skulle rekke å formes siden Big Bang! Historiske målinger av ΔT/T 0

22 Søk etter temperatur-fluktuasjoner Skala T0T0T0T0 3.5±1.0 K ~ 5% 180°  0.2  Dipol oppdaget 90°  ·10 -4 annonsert! 1°1°1°1°  3-5·10 -4  °  3·10 -3  °  0.05  Forskere begynte også å lete etter variasjoner i bakgrunnsstrålingen  Ofte kvantifisert ved størrelsen ΔT / T 0 på en gitt skala  Eksempel: ΔT / T 0 = på 90 grader innbærer at gjennomsnittlig differanse mellom to punkter separert med 90 grader på himmelen, er ΔT = · 2.74 K = 27.4 μK  Teoretiske beregninger viste at ΔT / T 0 måtte være større enn for at galakser skulle rekke å formes siden Big Bang! Historiske målinger av ΔT/T 0

23 Søk etter temperatur-fluktuasjoner Skala T0T0T0T0 3.5±1.0 K ~ 5% ~ 2% 180°  0.2  Dipol oppdaget Amplitude og retning 90°  ·10 -4 annonsert!  3· °1°1°1°  3-5·10 -4   3-5· °  3·10 -3   3-5· °  0.05   Forskere begynte også å lete etter variasjoner i bakgrunnsstrålingen  Ofte kvantifisert ved størrelsen ΔT / T 0 på en gitt skala  Eksempel: ΔT / T 0 = på 90 grader innbærer at gjennomsnittlig differanse mellom to punkter separert med 90 grader på himmelen, er ΔT = · 2.74 K = 27.4 μK  Teoretiske beregninger viste at ΔT / T 0 måtte være større enn for at galakser skulle rekke å formes siden Big Bang! Historiske målinger av ΔT/T 0

24 Søk etter temperatur-fluktuasjoner Skala T0T0T0T0 3.5±1.0 K ~ 5% ~ 2% Matsumoto et al?! 180°  0.2  Dipol oppdaget Amplitude og retning 90°  ·10 -4 annonsert!  3·10 -5  2· °1°1°1°  3-5·10 -4   3-5·10 -5  °  3·10 -3   3-5·10 -5  1.7· °  0.05   3-5·10 -5  Forskere begynte også å lete etter variasjoner i bakgrunnsstrålingen  Ofte kvantifisert ved størrelsen ΔT / T 0 på en gitt skala  Eksempel: ΔT / T 0 = på 90 grader innbærer at gjennomsnittlig differanse mellom to punkter separert med 90 grader på himmelen, er ΔT = · 2.74 K = 27.4 μK  Teoretiske beregninger viste at ΔT / T 0 måtte være større enn for at galakser skulle rekke å formes siden Big Bang! Historiske målinger av ΔT/T 0

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


Laste ned ppt "Kosmologi del I (AST1010): Kosmologi blir presisjonsvitenskap."

Liknende presentasjoner


Annonser fra Google