Presentasjon lastes. Vennligst vent

Presentasjon lastes. Vennligst vent

Kosmologi Om store strukturer i verdensrommet og universets historie.

Liknende presentasjoner


Presentasjon om: "Kosmologi Om store strukturer i verdensrommet og universets historie."— Utskrift av presentasjonen:

1 Kosmologi Om store strukturer i verdensrommet og universets historie

2

3

4 Big Bang

5 Fire grunner for å ”tro” på Big Bang •Rødforsyvning •Hubbles lov: v = H∙d •Bakgrunnstrålingen •Sort stråling, Planck-kurve •Fordeling av grunnstoffer •75 % H og 24 % He •Homogent og isotropt •Inflasjonsperioden

6 Hubbles lov gir universets alder: •Hubble: v = H 0 * d •Gir t = 1/ H 0 altså alderen på universet •Som er 13,7 milliarder år •Jo lenger unna en galakse er, desto raskere beveger den seg bort fra oss •H 0 = 71 km/s/Mpc –eller H 0 = 21,7 km/s/million lysår

7 To symetrier: Homogent og isotropt •Isotropt: Intensiteten og temperaturen av kosmisk bakgrunnstråling er nesten jevnt fordelt i alle retninger av universet •Homogent: like mye og jevnt fordelt masse i universet. Tettheten av galakser er uavhengig av avstand og retning. •Inflasjonsperioden: Universet var ujevnt, men ble homogent og isotropt under inflasjonsperioden.

8 Inflasjon •Antar at universet var i en ”falsk grunntilstand” når det var ca s gammelt. Denne falske grunntilstanden hadde negativt trykk, det betyr frastøtende gravitasjon. •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, noe som gir opphav til små avvik fra homogenitet.

9

10 Universets historie •Gravitasjonen skiller seg ut (t = s etter Big Bang) •Inflasjonen starter (t = s) –I denne tilstanden blåser universet seg opp med en ufattelig fart og dobler sin diameter hvert s. •Starten på Hubble-ekspansjonen (t = s) –Det observerbare universet er nå på størrelse med en appelsin og har en temperatur på K. Men denne lille boblen er bare en ørliten del av hele universet.

11 Hubble •1924: det finnes galakser utenfor vår Melkevei •1929: spektrene til galaksene er rødforskjøvet i forhold til oss, rødforskyvningen øker med avstanden •Dopplereffekt: galaksene beveger seg vekk fra oss. •GR-tolkning: rommet utvider seg.

12 Hubble 1929

13 Rødforskyvning viser at universet utvider seg Meget fjern galakse Fjern galakse Nær galakse Nær stjerne

14 Det observerbare universet er 13,7 milliarder år gammelt Det har nå en radius på 46.5 milliarder lysår i alle retninger fra jorden. Lyset fra de fjerneste objektene har brukt omkring 13,7 mrd år på å nå jorden, mens universet har fortsatt å ekspandere. Ordet observerbar er ikke beskrivelse av hva som faktisk kan observeres f.eks med et teleskop, men er et uttrykk for at strålingen fra et objekt i ytterkanten akkurat har hatt tid til å nå jorden.

15 Universets historie •Den elektrosvake kraften skiller seg ut (t = s) •Den store materie-antimaterie-annihilasjonen (t = s) –Kvarker og antikvarker utsletter hverandre inntil alle antikvarkene er forsvunnet, og bare en ørliten del av kvarkene overlever. •Baryonene fryses ut (t = s) –Kvarkene slutter seg sammen og danner protoner og nøytroner. •Lepton-antilepton-massakeren og frie nøytrinoer (t = 1 s) –Bare en ørliten del av elektronene overlever massakren. –Men nå er temperaturen blitt for lav til at protoner kan forvandles til nøytroner. Nøytrinoene, som derved blir frie, strømmer fra nå fritt gjennom universet i et umåtelig stort antall.

16 Fordelingen av protoner og nøytroner •Da universet var tilstrekkelig varmt kunne elektroner og antinøytinoer kollidere med protoner og danne nøytroner. •Nøytroner vil henfalle av seg selv og danne protoner, elektroner og antinøytrinoer •Ved lavere temperatur kan ikke lenger protoner omdannes, og vi får fordeling av protoner og nøytroner som passer med fordelingen av hydrogen og helium i dag.

17 Universets historie •Atomkjerner dannes (t = 10 2 s) –Etter ca 100 s stopper disse prosessene opp. Universet kjente materie består nå av ca 75 % protoner, 24 % heliumkjerner og 1 % av enkelte lette elementer, som deuterium og litium. •Ca år: fra strålingsdominert til materiedominert univers –Energitettheten til fotonene avtar (rødforskjøvet), men ikke for materie

18 Det blir lys i universet (t = år) •Universet har vært fylt av et plasma av fotoner og ladde partikler, som positive hydrogen- og heliumkjerner. •Dannes nøytrale atomer fordi fotonenergien er for lav til å ionisere hydrogen •Fra nå av kan fotonene bevege seg fritt i universet - det er blitt gjennomsiktig. Det er fra dette tidspunktet den kosmiske bakgrunnstrålingen skriver seg.

19 1965: Penzias og Wilson oppdager den kosmiske bakgrunnsstrålingen (mikrobølger) som svarer til strålingen fra et legeme med temperatur 3K. Bakgrunnstrålingen har samme temperatur uansett hvilken retning vi observerer den i til en nøyaktighet på % Hva kan mikro- bølger fortelle om universet?

20 Spektrum av bakgrunnstrålingen, her målt av COBE, er identisk med et teoretisk planckspektrum. De eksperimentelle usikkerhetene er langt mindre enn tykkelsen på den teoretiske kurven. Kosmisk bakgrunnstråling

21 Her ser vi nesten tilbake til skapelsen! Bildet viser temperaturvariasjoner i strålingen som stammer fra år etter Big Bang.

22 Denne effekten er fjernet fra bildet på forrige slide

23 Universets historie •De første protogalakser (t = 500 millioner år) •Tunge elementer som ble produsert ved supernovaeksplosjoner, slynges ut i universet som kosmisk støv. Dette støvet inneholder alle de tyngre grunnstoffene som trengs for å danne de komplekse molekylene som er byggestenene i planter, dyr og mennesker! •Galakser dannes (t = 2 milliarder år)

24 Universets historie •Solen dannes (t = 8 milliarder år) •Livet begynner på jorden (t= 9 milliarder år) –Vi er kommet frem til dagens univers. Mennesket er nettopp trådt inn på arenaen. I kosmisk målestokk er plassen og tiden mennesket opptar, ubetydelig. Hvis du tenker deg at universets 13 milliarder år lange historie var tegnet inn på en klokke med 12 timer, ville mennesket ha oppstått mindre enn 5 sekunder før midnatt!

25 Mørk materie •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

26 Flatt univers?

27 Oppsummering:

28 Bare 4 % av universet er ”vanlig” materie Universets alder er for første gang bestemt med høy presisjon. Alderen er 13,7 milliarder år. Usikkerheten er bare 1 prosent!!

29 Mørk materie og mørk energi

30 Mørk energi •Observasjonene viser at universet er flatt •observasjoner av hvordan lysstyrken til supernovaeksplosjoner av type Ia varierer med rødforskyvning har vist at universet utvider seg fortere nå enn tidligere! •Frastøtende tyngdekraft

31 CERN – Her letes det etter ”urstoffet”

32 De nye målingene viser at den mørke energien vil få rommet til å utvide seg fortere og fortere og bli kaldere og kaldere. Ekspansjon en vil aldri stoppe opp.

33 Strengteori Strenger kan være av to slag: Åpne eller lukkede Åpne strenger gir standardmodellen (materie, elektromagnetiske krefter og kjernekrefter) Lukkede strenger gir gravitoner – bærere av tyngdekraften Strengteorien er den eneste ”teorien for alt” - hittil ….


Laste ned ppt "Kosmologi Om store strukturer i verdensrommet og universets historie."

Liknende presentasjoner


Annonser fra Google