Upplägg. Big Bang. Rekombinationen I. Översiktskurs i astronomi Lektion 12: Universums barndom och framtid. Ett strå. strålningsdominerat universum

Storlek: px

Starta visningen från sidan:

Download "Upplägg. Big Bang. Rekombinationen I. Översiktskurs i astronomi Lektion 12: Universums barndom och framtid. Ett strå. strålningsdominerat universum"

Gunnel Berg
för 7 år sedan
Visningar:

1 Översiktskurs i astronomi Lektion 12: Universums barndom och framtid Upplä Upplägg Kosmiska bakgrundstrå bakgrundstrålningen Uppkomsten av galaxer och galaxhopar Den ursprungliga heliumhalten Mörk energi Universums ålder Universums framtid Fyra viktiga stö stöd fö för att universum är sprunget ur ett hett Big Bang 1. Universum expanderar 2. Den kosmiska mikrovå mikrovågsbakgrundstrå gsbakgrundstrålningen med en temperatur av 2,73 Kelvin IDAG Den URSPRUNGLIGA heliumhalten (2He4) i universum var 24% Olika kosmokronometrar ger universums ålder miljarder år Ett strå strålningsdominerat universum Under ca år efter Big Bang var universum Strå Strålningsdominerat. Därefter blev det Materiedominerat. Idag domineras det av mörk energi. energi. Big Bang Universum expanderar Om man gå går bakå bakåt i tiden måste materia och strå strålning varit mer sammanpackade, d.v.s. tä tätare. Vid en given tidpunkt var materia och strå strålning oändligt tä tätt sammanpackade. Detta gä gällde vid tiden före Big Bang d.v.s. Fö För ca. 14 miljarder år sedan. Efter Big Bang var universums temperatur betydligt högre än idag: T (1 + z ) Rekombinationen I När strå strålningstemperaturen, var hö högre än K var universum joniserat. Övergå vergångsfasen kallas tiden fö för rekombinationen rekombinationen. Då Då blev universum neutralt, och elektroner och protoner kunde slå slå sig samman och bilda väteatomer. 1

Rekombinationen II Rekombinationen skedde ca 300 000 år efter Big Bang, vid en rö rödfö dförskjutning av z 1100.

2 Rekombinationen II Rekombinationen skedde ca år efter Big Bang, vid en rö rödfö dförskjutning av z I samband med detta bö började fotoner kunna rö röra sig fritt genom universum universum genomskinligt bakgrundsstrålningen I Den strå strålning som utsä utsändes i samband med rekombinationen borde genomsyra universum än idag, som en efterglö efterglöd frå från Big Bang Den fö förvä rväntas nå nå oss frå från alla riktningar på på himlen, dvs. vara isotrop Temperaturen bö bör vara ca 2.7 K idag och kunna ses med ett radioteleskop vid en vå våglä glängd av 1.9 mm (mikrovå (mikrovågsområ gsområdet) Kom ihåg : T (1 + z ) Tidag = Tre observationer av mikrovå mikrovågbakgrundsstrå gbakgrundsstrålningen Trekombination K 1 + z rekombination bakgrundsstrålningen II Perfekt svartkroppsspektrum med medeltemperatur T 2.73 K bakgrundsstrålningen III bakgrundsstrålningen IV Total bakgrundsstrålning korrigerad för vår rörelse Dopplerförskjutning av spektrumet på grund av solens och Vintergatans rörelse relativt strålningen och korrigerad för Vintergatan Små temperaturvariationer återstår (~10-5 K) Extremt viktiga för kosmologi! Dagens galaxer uppstod ur dessa. 2

Uppkomsten av galaxer och galaxhopar I Uppkomsten av galaxer och galaxhopar II Fyra viktiga stö stöd fö för att universum är sprunget ur ett hett Big Bang Tidig nukleosyntes I 1.

3 Uppkomsten av galaxer och galaxhopar I Uppkomsten av galaxer och galaxhopar II Fyra viktiga stö stöd fö för att universum är sprunget ur ett hett Big Bang Tidig nukleosyntes I 1. Universum expanderar 2. Den kosmiska mikrovå mikrovågsbakgrundstrå gsbakgrundstrålningen med en temperatur av 2,73 Kelvin IDAG Den URSPRUNGLIGA heliumhalten universum var 24% (2He4) i Väte: En proton (ingen sammanslagning nö nödvä dvändig) HeliumHelium-4: Två Två protoner, två två neutroner Olika kosmokronometrar ger universums ålder miljarder år Tidig nukleosyntes II När universum svalnade efter Big Bang, bildades fö först protoner och neutroner Under de fö första tre minuterna bildades de lä lätta grundä grundämnena vä väte, helium och litium (ytterst lite) Alla tyngre grundä grundämnen bildades lå långt senare, när stjä stjärnbildning kommit igå igång Hur mä mäts den ursprungliga heliumhalten? Om nukleosyntesen är fullstä fullständig och alla neutroner anvä används få fås massandelen helium i fö förhå rhållande till massandelen vä väte: mhe 4 n He 4 0,24 mhe 4 n He 4 + mp n p D.v.s. ungefä ungefär 24% helium (resten vä väte) bildades ca. 3 minuter efter Big Bang. Observationer av blå blå kompakta galaxer (kallas också också HIIHII-galaxer) galaxer) ger, som lä lägst, %. 3

Supernovor typ Ia Supernovor typ Ia Användbara ndbara för avståndsbest ndsbestämning ut till åtminstone z~2 Tros bildas i dubbelstjärnesystem när materia från en röd jätte faller ned på en vit dvärg

4 Supernovor typ Ia Supernovor typ Ia Användbara ndbara för avståndsbest ndsbestämning ut till åtminstone z~2 Tros bildas i dubbelstjärnesystem när materia från en röd jätte faller ned på en vit dvärg explosion! Absolutmagnitud Maximal luminositet nästan konstant Dagar efter maximum Supernovor typ Ia Mörk energi I Studier av hur ljusstarka supernovor typ Ia verkar vara vid olika z Universum expanderar snabbare än n om det bara fanns materia (mörk och ljus) i Universum Det verkar finnas en gigantisk energidepå i universum som får f r universums expansion att accelerera Detta kan vara en energi hos själva vakuumet (motsvarande ca ~10-26 kg/m 3 ) Universums största energidepåer er Idag dominerar mörk energi Mörk energi (~70%) Materia (~30%) varav >90% mörk m 4

5 Fyra viktiga stö stöd fö för att universum är sprunget ur ett hett Big Bang 1. Universum expanderar 2. Den kosmiska mikrovå mikrovågsbakgrundstrå gsbakgrundstrålningen med en temperatur av 2,73 Kelvin IDAG 3. Den URSPRUNGLIGA heliumhalten (2He4) i universum var 24% 4. Olika kosmokronometrar ger universums ålder miljarder år Universums ålder II Astrofysikaliska tidsbestä tidsbestämningar Universums ålder I Åldersbestä ldersbestämningar med radioaktiva isotoper Ur kä kända sö sönderfallshastigheter fås tiden fö för isotopens produktion. Långlivade isotoper lä lämpliga för bestä bestämning av universums ålder: ThTh-32, UU-235, UU-238, PuPu-244 De äldsta isotoperna verkar ha bildats fö för Gyr sedan. Universums ålder III Turn-off points för olika åldrar Åldersbestä ldersbestämingar av klotformiga stjä stjärnhopar (de äldsta stjä stjärnhopar vi kä känner till) ger åldrar på på miljarder år Åldersuppskattningen kan exempelvis ske genom att faststä fastställa turnturn-off point i ett HRHR-diagram Universums framtid Friedmannmodellerna Ekvationssystem (hä (härlett ur Einsteins allmä allmänna Relativitetsteori) som beskriver Universums utveckling. Beskriver exempelvis: Universums expansionshastighet, H(t) H(t) Universums energitä energitäthet, ρ(t) Dagens mä mätningar antyder att expansionshastigheten idag är: H0 72 km s-1 Mpc-1. Med 70% mö mörk energi och 30% materia få får man då då en ålder på ca miljarder år. Universums öde alternativ I Universums framtid och öde kan i princip förutspås med hjälp av Friedmann-modellerna. Likväl är framtiden mycket oviss, eftersom vi inte riktigt vet vad den mörka energin är. Idag får den mörka energin universums expansion att accelerera, men vad händer längre fram? Nu Mörk energi Ödsligt universum ( Big Chill ), alternativt The Big Rip 5

Ödsligt universum Om den mörka energin är konstant: Universum blir allt ödsligare, eftersom galaxerna hamnar längre och längre ifrån varandra Framtida observatörer rer kommer att få allt svårare att

6 Ödsligt universum Om den mörka energin är konstant: Universum blir allt ödsligare, eftersom galaxerna hamnar längre och längre ifrån varandra Framtida observatörer rer kommer att få allt svårare att studera objekt utanför Vintergatan Den framtida Vintergatan Om år: väte och helium tar slut sista stjärngenerationen föds. Utan stjärnljus blir Vintergatan kall och mörk Om år: Närpassager mellan dödada stjärnor har kastat ut vissa av dem ur Vintergatan, medan andra format ett mycket massivt SMBH i centrum Halo av döda stjärnor M SMBH ~10 11 solmassor Den framtida Vintergatan Om år: : De svarta hålen avdunstar tid The Big Rip Om den mörka energin ökar med tiden: Universum accelererar allt snabbare Tillsist börjar materiastrukturer att rivas sönder Kulminerar i ögonblicket The Big Rip, då expansionshastigheten går mot oändligheten 60 Myr: Vintergatan rivs sönder Rip -3 månader: Solsystemet rivs sönder 30 min: Jorden rivs sönder s: Atomer rivs sönder t Big Rip -60 t Big Rip t Big Rip -30 min: t Big Rip s: Universums öde alternativ II Ett cykliskt universum? Big Bang Big Crunch Big Bang Nu The Big Crunch Tid 6

Relevanta dokument

Upplägg. Översiktskurs i astronomi Lektion 11: Galaxer och kosmologi. Vår lokala galaxgrupp. Virgohopen. Kannibalgalaxer i galaxhopars centrum

Upplägg. Översiktskurs i astronomi Lektion 11: Galaxer och kosmologi. Vår lokala galaxgrupp. Virgohopen. Kannibalgalaxer i galaxhopars centrum Översiktskurs i astronomi Lektion 11: Galaxer och kosmologi Upplä Upplägg Storskalig struktur Galaxgrupper Filament och galaxhopar och tomrum Aktiva galaxkä galaxkärnor Kvasarer, Kvasarer, blazarer, blazarer,