Galaxhopar Kollisioner i hopar är vanliga Avstånden mellan medlemmarna är små och de stora galaxerna äter succesivt upp de mindre

Transkript

1 Orienteringskurs i astronomi Föreläsning 11, Bengt Edvardsson Innehåll: Galaxhopar Kosmologi, Universms ursprung, utveckling och utseende 4 stöd för en het Big Bang 1. Universums expansion 2. Den kosmiska mikrovågsbakgrunden 3. Mängderna av de lättaste grundämnena 4. De äldsta stjärnorna Universums geometri (form) Den mörka energin Galaxhopar Kollisioner i hopar är vanliga Avstånden mellan medlemmarna är små och de stora galaxerna äter succesivt upp de mindre Vår lokala galaxgrupp (sid. 229) Ca 60 medlemmar, varav Vintergatan är en, de flesta andra är dvärggalaxer. Andromedagalaxen (M 31) och Vintergatan är de största medlemmarna. Deras inbördes rörelser vsar att de komer att smälta samman om ca 6 miljarder år. Lokala gruppens diameter är omkring 9 miljoner ljusår, 3 Mpc. Andromedagalaxen med M 110 och M 32 Bild Stora och Lilla Magellanska molnen Bild 10.7 De två satellitgalaxerna LMC och SMC, nu på avstånd resp ljusår, är på väg att smälta samman med VG Virgohopen (sid. 230) Avstånd till dess centrum: ca 15 Mpc (~50 miljoner ljusår) Har ca 2000 medlemmar. Diameter ca 3Mpc ~10 miljoner ljusår

2 Oregelbunden med alla typer av galaxer från E till S och Irr Största (tyngsta) galaxen: M87 nära hopens centrum, en riktig kannibal Lokala gruppen faller in mot Virgohopen Comahopen (sid. 231) Avstånd ca 90 Mpc (~300 miljoner ljusår) Har ca medlemmar, kanske fler Regelbunden, d.v.s. består nästan enbart av E och S0-galaxer I centrum finns två jätteellipser, NGC 4874 och NGC 4889 (NGC= New General Catalogue). Dessa äter andra galaxer, därför så stora Superhopar Galaxhoparna grupperar sig och bildar superhopar med diametrar på uppemot 30 Mpc som i sin tur grupperar sig med andra. Universums struktur ser ut ungefär som en tvättsvamp med galaxhopar i väggarna mellan hålrummen Växelverkande och kolliderande galaxer (sid. 240) Gravitationell växelverkan mellan galaxer är vanlig och galaxkollisioner tros ge upphov till kraftig stjärnbildning. Därför att galaxerna är stora jämfört med avstånden mellan dem i galaxhopar så stör de varandra gravitationellt och kolliderar ofta Antennerna på avståndet 65 miljoner ljusår (Bild 10.25) The Cartwheel tros ha uppkommit genom en galaxkollision för 200 miljoner år sedan (Bild 10.8). Ringen med stjärnbildning rör sig utåt, ungefär som ringar på vattnet när man kastar i en sten. Kosmologi är studiet av Universums uppkomst, beståndsdelar och historia (sid. 243) Den kosmologiska principen: Universum är homogent på stora skalor och ser likadant ut för alla observatörer: Det ser likadant ut om vi tittar i olika riktningar. Ett naturligt grundantagande så länge vi inte ser bevis för motsatsen. Det är en grundbult i kosmologin att samma fysik gäller överallt eftersom vi ser samma processer vart än vi tittar Universums skapelse kallas Big Bang (ursprungligen ett öknamn) och skedde för ca 13,7 miljarder år sedan, år

3 Innebär att universum, dvs rummet, tiden och all materia/energi, utvecklades från en s.k. singularitet, en punkt med oändlig densitet. Einstein skulle säga: En singularitet är en oändligt krökt fyrdimensionell rumtidstruktur Universum har ändlig ålder Vi kan inte bevisa Big Bang-teorin och det är nyttigt att det finns astronomer som försöker motbevisa den. Trots att den har mycket bättre förklaringskraft än alternativen så kan den kanske en gång ersättas av något bättre fast det nu verkar osannolikt. Teorin utvecklas dock med tiden, detaljer ändras och betoningen flyttas mellan olika processer. Vetenskapen ska av princip välja den enklaste förklaringen med minst antal nya antaganden Fyra viktiga stöd för att universum är sprunget ur ett hett Big Bang 1. Universum expanderar (sid. 244) Upptäcktes av Edwin Hubble och andra på 1920talet 2. Den kosmiska mikrovågsbakgrundstrålningen med en temperatur av 2,73 Kelvin IDAG (sid. 256). Upptäcktes av Penzias & Wilson 1967, de fick sedermera nobelpriset 3. Den URSPRUNGLIGA heliumhalten (2He4) i universum var 24% (massandel, sid. 261). Mängderna av D (1H2), helium 3 (2He 3 ), tillsammans ca 0,01% och litium 7 (3 Li 7 ), ca 1 atom på väteatomer, i de äldsta objekt vi känner stämmer också väl med vad en enkel termodynamisk modell av Big Bang ger 4. Olika kosmokronometrar ger universums ålder till miljarder år med en viss osäkerhet (sid. 264). Inga kända stjärnor t ex är äldre än Big Bang Astronomiska avståndsskalan II (sid 47, 174, 222) 1. Tidigare har det handlat om parallaxmetoden (ut till några hundra pc) 2. Från vad man lärt sig av stjärnor som vi känner avståndet till från parallaxmetoden har man lärt sig tolka stjärnspektra så att man direkt

4 från spektrum kan bestämma absolutmagnituden Mv. (med olika god noggrannhet för olika stjärnor) 3. Cepheid-variabler och RR Lyrae-stjärnors variationsperioder avslöjar stjärnornas absolutmagnituder Mv, sid Tully-Fisher-metoden (Bild 10.2) för spiralgalaxer: Galaxens massa relaterar till dess absolutmagnitud Mv, sedan används avståndsformeln. Massan bestäms ur bredden av neutrala vätgasens 21-cm linje som blir bredare ju snabbare galaxen roterar. Rotationshastigheten ökar i sin tur med massan, sid Supernovor typ Ia (exploderande vita dvärgar). Dessa är mycket ljusstarka och lika varandra. Man kan ur ljuskurvan bestämma deras absolutmagnituder, Mv, med ca 10% noggrannhet. De är därför utmärkta standardljuskällor ut till mycket stora avstånd, sid 174 Ur mätningar av apparenta magnituden kan sedan avståndet bestämmas med hjälp av avståndsformeln (sid 47) Hubbles lag Inte alltför närbelägna galaxers och galaxhopars spektra är förskjutna mot längre (rödare) våglängder efter som rymden växer mellan dem, liknar dopplereffekten men är inte samma sak. Fotonerna sträcks ut när Universum expanderar Gäller alltså inte för lokala gruppen eller närbelägna galaxhopar, bara på stora ( kosmologiska ) avstånd För att mäta en galax rödförskjutning observerar man dess spektrum. Detta jämför man med spektrum av en gasemmisionslampa som ger emissionslinjer med kända våglängder observerad med samma spektrograf. Om jämförelsen visar att galaxens spektrum (alla spektrallinjer) är förskjutna åt det röda hållet väljer man en linje, t ex H(beta) med laboratorievåglängden λo 486,1 nm och ser vid vilken våglängd galaxens H(beta) hamnar i lampans spektrum, t ex λ 530,0 nm Den kosmologiska rödförskjutningen, z, definieras som: z=(λ-λo)/λo λo= vilovåglängden (=labvåglängden), λ= observerade våglängden z=(600,0-486,1)/486,1 = 0,083

5 Radialhastigheten, v, definieras: v=c z där v uttrycks i km/s, c= ljushastigheten= km/s. I detta exempel blir det ca km/s (För stora avstånd och hastigheter måste man göra en relativistisk korrektion enligt Einstein, men man talar sällan om hastigheter eftersom det inte är en hastighet i rummet utan använder z) Spektrum av galaxer i avlägsna hopar. Både emissionslinjer och kontinuum är rödförskjutna. (För principen se bild 11.3 och sid 245) Hubbles lag, bild 11.2: Edwin Hubble mätte både avstånd och hastigheter för många galaxer, och har fått ge namn åt den s k Hubbleparametern (eller Hubblekonstanten) Ho v = Ho r r= avståndet (Mpc), Ho= Hubble-parametern (km/s/mpc). Ur de två senaste ekvationerna fås då avståndet: r = v/ho = c z/ho Universum tycks alltså expandera. Vad händer om vi går bakåt i tiden? Allt måste ha varit på samma ställe vid en tidpunkt som vi kallar Big Bang. Det är egentligen ett öknamn myntat av Fred Hoyle som inte trodde på idén utan föredrog ett statiskt Universum som alltid sett lika dant ut 1. Första stödet: Universums expansion (sid. 244) OBS! Det är rymden (rummet) mellan galaxhoparna som expanderar. Galaxerna och galaxhoparna blir INTE större! Den påverkar heller inte stjärnorna i Vintergatan Objekten inom galaxer och galaxer i galaxhopar motverkar lokalt universums expansion (Hubbleflödet) genom sin inbördes gravitationella attraktion och har individuella inbördes rörelser runt hopens masscentrum Är vi i universums centrum? Jämför vår galax och några avlägsna galaxhopar, långt tillbaka i tiden (Bild 11.4 övre del) och en tid senare (Bild 11.4 nedre del)

6 Slutsats? Alla observatörer i de olika hoparna upplever att alla andra avlägsnar sig... Dvs vi kan inte definiera något centrum! (Man kan tänka sig processen som om galaxhoparna vore russinen i en jäsande deg där ingen ser något slut åt något håll) Tre mätbara storheter: Ho, qo, Ωo (sid. 244, 249) bokens siffror litet gamla Ho: Hubbleparametern anger universums expansionshastighet i km/s/mpcn (index noll anger det värde vi mäter idag) Mätningarna tyder på att Ho= 67,3 kms-1mpc-1 (±1,2), dvs en galaxhop som ligger 100 Mpc bort tycks avlägsna sig med ca kms-1. För detaljer se Universums geometri och dess framtida öde ( klassiskt, dvs om Λ= 0) Universums tre möjliga geometrier enligt Friedmanns standardmodeller (Tabell 11.1 sid. 249) Tre standardgeometrier för rummet (sid. 250) Bild 11.5 (2-dimensionella analogier till 3-dimensionella rum. Vi måste här tänka oss som om vi bara förstod 2 dimensioner, framåt-bakåt och vänster-höger och kunde inte tänka oss uppåt-neråt. Om vi då gick på bollens yta vore det obegripligt att universum vore ändligt men ändå obegränsat. P s s kan vårt 3-dimensionella universum kröka sig i en för oss omärklig 4-dimensionell rums-tid) Tre observationer av mikrovågbakgrundsstrålningen (Bild 11.13) Kosmiska mikrovågsbakgrundstrålningen är termisk, den visar ett nästan perfekt svartkroppsspektrum med en temperatur av 2,73 K men har mycket små avvikelser från jämnhet, ca 1 del på Den släpptes loss ca år efter Big Bang när universum var omkring 3000 K varmt och blev genomskinligt för ljus. Det då röda ljusets fotoner har sedan dess varit på väg genom Universum och sträckts ut till för ögat osynliga mikrovågsvåglängder (mm) av rummets expansion Ω o:

7 De mycket små avvikelsernas storlekar (vinkel på himlen) visar att Ωo är väldigt nära 1.01±0.02 och alltså att rymden är platt och inte krökt. Universums geometri, Ωo, beror på hur mycket materia och energi det innehåller. Densitetsparametern definieras: Ωo = ρmedel/ρkritisk och anger medeldensiteten i universum i förhållande till den kritiska. Anger universums framtida öde. 1) Ωo< 1: Evig expansion 2) Ωo= 1: Marginell (asymptotisk) expansion (expansionshastigheten når värdet noll då tiden når oändligheten). 3) Ωo> 1: Expansionen vänds till kontraktion. Leder till en s.k. Big Crunch. Uppmätt värde idag alltså: Ωo= 1.02±0.02 (osäkerheten är alltså 2%) och vi finner alltså att universum är platt Tre mätbara storheter: Ho, qo, Ωo (sid. 244, 249) (Deras värden varierar litet hela tiden när nya mätningar vägs in. Du hittar säkert litet olika data om du letar på olika platser) qo: Decelerationsparametern mäter den eventuella ändringen av universums expansion, d.v.s. hur Ho ändrar sig med tiden. Dess värde avgör universums framtida öde Universums mörka energi (sid. 253) (approximativa siffror) Den totala materiedensiteten (främst mörk materia) i universum mäts till ρm= kgm-3 Den kritiska densiteten har värdet ρkritisk= kgm -3 (om Ho= 67 kms- 1Mpc-1) Detta ger densitetsparametern för materien Ωmateria= 0,31 (varav den vanliga materien som vi, planeter, stjärnor, gas och stoft består av, baryoner, bara har Ωbaryon =0,049) D v s materia, inklusive mörk materia och strålning utgör endast knappt 1/3 av den totala energimängden i universum. Vad består resten av? Detta har skapat begreppet:

8 Mörk energi, något som motverkar gravitationen och blåser upp Universum Den totala densitetsparametern blir då: Ωo= Ωmateria+ΩΛ. Vad innebär ΩΛ fysikaliskt? Begreppet vakuumenergi har införts. Det vi kallar vakuum innehåller energi... Accelererande universum (sid. 254) Nya avståndsmätningar m.h.a. supernovor av typ Ia antyder att galaxerna är mer avlägsna än man tidigare trott. Universums expansionshastighet är då högre idag än den var tidigare och vi tycks leva i ett accelererande (platt) universum. Mätningar tyder på att: Ωmateria= 0,31, Ωo= 1,00 och följaktligen ΩΛ= 0,69 Ur dessa värden kan ett nytt qo beräknas och det blir negativt: qo= -0,54 vilket innebär ett (platt) universum som fortsätter att expandera fortare och fortare Universums utveckling med tiden Bild Universums beståndsdelar i jämna siffror Ca 75% mörk energi Ca 25% materia, varav - Ca 5% vanlig = stjärnor, gas & strålning Och resten, ca 20%, mörk materia Fyra viktiga stöd för att universum är sprunget ur ett hett Big Bang 1. Universum expanderar (sid. 244) 2. Den kosmiska mikrovågsbakgrundstrålningen med en temperatur av 2,73 Kelvin IDAG (sid. 256) 3. Den URSPRUNGLIGA heliumhalten (2He4) i universum var 24% (sid. 261)

9 4. Olika kosmokronometrar ger universums ålder till miljarder år (sid. 264). Inga kända stjärnor är äldre än Big Bang 2. Andra stödet: Kosmiska mikrovågsbakgrundstrålningen (sid. 256) Om man går bakåt i tiden måste materia och strålning varit mer sammanpackade, d.v.s. tätare Vid en given tidpunkt var materia och strålning oändligt tätt sammanpackade. Detta gällde vid tiden för Big Bang d.v.s. för ca 13,7 miljarder år sedan Detta tillstånd kallas en singularitet och det kan dagens fysik inte hantera, men efter efter tiden bara s kan man börja använda en del fysik I naturen (termodynamik) finns ett samband mellan: temperatur (T), energi (E), volym, densitet (täthet) (ρ). När Universum expanderar kallnar det Tiden för rekombinationen När strålningstemperaturen var högre än 3000 K var universum mest joniserat. Sedan blev universum neutralt. Ett joniserat universum har mycket stark kontinuerlig absorption och är därför ogenomskinligt. Men ett neutralt universum (H & He) absorberar bara i några absorptionslinjer och är därför nästan helt genomskinligt Vid rekombinationen gällde: t år efter Big Bang. z 1100 (rödförskjutningen) Denna strålning borde finnas som en rest idag. Den borde vara isotrop, d.v.s. nå oss från alla riktningar på himlen. Den förutsades Däremot har strålningstemperaturen minskat eftersom universum expanderat: Sedan rekombinationen har universum vuxit 1100 gånger K / 1100 = 2,73 K, mikrovågsbakgrundens svartkroppstemperatur idag Strålningen kallas den kosmiska mikrovågbakgrundsstrålningen. Observerades av Penzias och Wilson 1965 (Nobelpris 1967) För att strukturer som galaxer och galaxhopar ska kunna bildas måste den kosmiska bakgrundstrålningen visa (en liten) temperaturvariation= densitetsvariation

10 Denna påvisades av COBE-satelliten (Cosmic Background Explorer) 1991 Temperaturfluktuationerna var av storleksordningen en hundratusendels grad! Nya stöd för att vi lever i ett platt universum har erhållits med hjälp av ballongexperiment (BOOMERANG och MAXIMA), Bild Resultaten bekräftades av satelliten WMAP (2002), senast Planck (2013). Fyra viktiga stöd för att universum är sprunget ur ett hett Big Bang 1. Universum expanderar (sid. 244). 2. Den kosmiska mikrovågsbakgrundstrålningen med en temperatur av 2,73 Kelvin IDAG (sid. 256). 3. Den URSPRUNGLIGA heliumhalten (2He4) i universum var 24% (sid. 261) 4. Olika kosmokronometrar ger universums ålder till miljarder år (sid. 264). 3. Tredje stödet: Hur bildades helium (2He4 )? (sid. 261) Innan helium kan bildas måste protoner (p) och neutroner (n) bildas av kvarkar i den svalnande ursoppan. Därefter bildas de lättaste grundämnena, vanligt väte = p (+ 1 elektron): Deuterium (1H2 alt. D) (1 proton + 1 neutron) Tritium (1H3 alt. T) (1 proton+ 2 neutroner. Sönderfaller) 2He3 (helium-3) (2 protoner+ 1 neutron) 2He4 (helium) (2 protoner+ 2 neutroner) 3Li7 (litium) (3 protoner+ 4 neutroner) mycket små mängder Temperatur 109 K, tid 200 sek efter Big Bang Hur mycket helium (2He4 ) bildades? (sid. 262)

11 Om nukleosyntesen är fullständig och alla neutroner används fås massandelen helium till ungefär 24% helium (resten väte) Observationer av blå kompakta galaxer (de kemiskt mest outvecklade) ger som lägst 24-25%. Man finner också förväntade mängder av D och helium-3 I de äldsta stjärnorna innehåller ca 1 litiumatom för varje väteatomer vilket är litet mindre än vad Big Bangmodellen ger. Nu verkar detta kunna förstås som att stjärnor förstör litet litium över sin livstid. Li är ett mycket temperaturkänsligt grundämne och litet omblandning av ytmaterial till hetare lager (ca 2,5 milj K) stjärnor kan lätt förstöra litium: Li + p => He + He Fyra viktiga stöd för att universum är sprunget ur ett hett Big Bang 1. Universum expanderar (sid. 244). 2. Den kosmiska mikrovågsbakgrundstrålningen med en temperatur av 2,73 Kelvin IDAG (sid. 256). 3. Den URSPRUNGLIGA heliumhalten (2He4) i universum var 24% (sid. 261). 4. De äldsta stjärnorna miljarder år (sid. 264). 4. Fjärde stödet: De äldsta stjärnorna Kosmokronologi (sid. 264) Bl a radioaktiva mätningar på radioaktiva tunga atomer, uran och torium, (liknande kol-14-metoden) i de äldsta stjärnorna tyder på att de äldsta atomerna kom till för ca miljarder år sedan Astrofysikaliska tidsbestämningar (Bild 11.17) 1. Teoretiska datorberäknade färg-magnituddiagram (vid 12, 14, 16 och 18 miljarder år) och jämförelser med stjärnor i klotformiga stjärnhopar och de äldsta jättestjärnorna (med mycket små mängder metaller) 2. Visar att de har åldrar på ca miljarder år. Vi hittar inga stjärnor eller vita dvärgar som är äldre än 14 miljarder år inom osäkerheterna