Från Universums utveckling

Transkript

1 Modern Kosmologi

2 Från Universums utveckling

3 Den kosmologiska standardmodellen Universum är homogent och isotropt. Robertson-Walker metrik Einsteins gravitationsteori I begynnelsen var universum hett och tätt och har efter det expanderat (Big Bang). Kommer expansionen att fortsätta för alltid?

4 Einsteins ekvationer G µν = Λg µν + 8πGT µν Rummets geometri - krökt, plant,... Saknar motsvarighet i Newtons gravitationslag Kosmologisk konstant - vakuumenergi (mörk energi) repulsion Energimomenttensor -energi - materia -strålning attraktion Universums totala energitäthet kan skrivas ρ tot = ρ materia + ρ vakuum

5 Kosmologisk Rödförskjutning z= λ observerad λ utsänd λ utsänd z vr c (små vr )

6

7

8 Hur mäter vi avstånd i universum? Med standardlinjaler Utnyttja känd storlek, r, och uppmätt vinkel, θ: d = r tan θ r θ θ r d Med standardljus Utnyttja känd ljusstyrka, B, och uppmätt ljusstyrka, b: b = B 4πd 2 d = B 4πb

9 Standard Ljuskällor

10 Astronomiska avstånd Jorden-solen 8 ljusminuter Solen-vintergatans mitt ~ ljusår Mellan galaxer ~1-5 miljoner ljusår Mest avlägsna galaxer ~ miljarder ljusår! 1 ljusår = meter 1 parsec = ljusår

11 Moderna kosmologin första genombrott (1929). Edwin Hubbles upptäckt: Universum expanderar! Hubble-lagen: v r = H 0 D

12 Universums expansion Universums Expansion

13 Hubbleparametern D = r a() t d a v = ( r a) = ra = D dt a a H 0 = a

14 Nya uppskattningar av H 0 med hjälp av Typ Ia Supernovor Credits: Saurabh Jha

15 Enkel modell för Typ Ia supernovor Binärt system där åtminstone en stjärna är en vit dvärg (C+O) Massöverföring till VD tills instabilitet nås: (M=M CH ); leder till en termisk kärnexplosion

16 Supernova av Typ Ia

17 Checks: cosmological redshift and SN brightness evolution The case for Type Ia Sne as standard candles Goldhaber et al. (2001)

18 Credit: G.Folatelli,G.Garavini,S.Nobili Further checks for SN evolution

19 Hur väger man Universum? Mät maximalt ljusflöde från avlägsna supernovor samt spektrallinjernas rödförskjutning (1+z= λ 0 /λ e ). För varje rödförskjutning z, ökar den uppmätta ljusstyrkan med universums masstäthet: tyngdkraftens bromsverkan gör att galaxerna inte kommer så långt ifrån varandra.

20 Men så var det Einsteins Λ också Om supernovorna ser ljussvaga ut kan det (också) bero på kosmologiska konstanten (Λ) som drar isär galaxerna: avståndet till supernovan ökar!

21 Astronomical magnitudes

22 In next (few) transparencies assume w =-1, i.e. ΩX = ΩΛ

23 Det gäller att hitta avlägsna supernovor!

24 Supernova Cosmology Project (SCP) 1998: Supenova Cosmology Project (+ High-Z Team)

25 Bättre mätningar samma svar!

26 Precision of SNIa method

27 Hubble-diagram med Hubble-teleskopet Hubbles lag: v = H d ; H = da / dt a H = 71± 6 km s -1 Mpc -1 h = 0.71 ± Mpc = ljusår = meter Från

28 Universums geometri Inför den kritiska densiteten Universums storlek om Ω Λ =0 2D-analogi ρ krit ρ tot = ρ krit Då är universums geometri plan. storlek tid öppet Definiera nu Ω= ρ ρ krit storlek tid plant Ω = Ω materia + Ω vakuum storlek slutet = Ω m +Ω Λ tid Från

29 Universums geometri - illustration 2D-analogi Ω < 1 öppet Parallella linjer divergerar Ω = 1 plant Parallella linjer fortsätter parallellt Ω > 1 slutet Parallella linjer konvergerar Från

30 Universums geometri Universums utveckling bestäms av hur mycket energi och massa som finns vilken typ energin och massan är av Ω = mängden massa eller energi Ω total = Ω + Ω materia vakuum = Ω +Ω m Λ Attraktion Deceleration Repulsion Acceleration

31 Lokalt är tätheten i universum hög Ljuset avböjs i närheten av tunga kroppar

32 Exempel: ljusstrålar från avlägsna galaxer passerar i närheten av tunga galaxer

33 eller grupper av galaxer

34 Från Tyson, Bell Labs. Mörk materia Principen för gravitationslinser Ljuset från från den den avlägsna galaxen böjs böjs av av p.g.a. gravitationen från från den den mellanliggande galaxhopen.

35 Den kosmologiska bakgrundsstrålningen

36 Från Universums utveckling

37 Kosmisk bakgrundsstrålning Kort historik Arno Penzias and Robert Wilson, Nobelpris 1978 Gamow förutsåg bakgrundsstrålningen Penzias och och Wilson upptäckte den den Fick Fick nobelpris Dicke, Peebles, Roll Roll och och Wilkinson förklarar Penzias och och Wilsons mätningar 1965.

38 Principen för bakgrundsstrålningen Det synliga universum Gränsen för det synliga universum. Ges av hur långt ljuset har hunnit gå sedan universum bildades. Här blev universum genomskinligt för ljus. Universum var ca år gammalt. Observatörer Bakgrundsstrålningen Denna Denna kosmiska kosmiska bakgrundsstrålning bakgrundsstrålning skickades skickades ut ut i i alla alla riktningar. riktningar. Vart Vart vi vi än än tittar tittar i i universum universum så så ser ser vi vi det det ljus ljus som som skickades skickades ut ut i i riktning riktning mot mot oss oss för för ca. ca miljarder miljarder år år sedan. sedan.

39 Det elektromagnetiska spektrat

40 Kosmisk bakgrundsstrålning temperaturstrålning COBE Från

41 Kosmisk bakgrundsstrålning COBE-DMR Bakgrundsstrålningen är är i i stort stort sett sett isotrop! Förstärker vi vi kontrasten 1000x så så ser ser vi vi denna dipol. Detta är är Dopplereffekten från från jordens rörelse relativt bakgrundsstrålningen! Från Tar Tar vi vi bort bort dipolen och och förstärker kontrasten x 000x ser ser vi vi fluktuationer i i bakgrundsstrålningen själv! (Bandet i i mitten är är vår vår galax.)

42 Kosmologisk bakgrundsstrålning Hur uppstår fluktuationerna? Från Wayne Hu. Vi Vi har har en en balans mellan infall infall och och tryck. Oscillationer uppstår. Fotoner som som kommer från från täta täta (heta) områden har har högre energi än än de de som som kommer från från glesa glesa (kalla) områden. Det Det typiska avståndet mellan heta heta och och kalla kalla områden på på himlen är är ca. ca Detta avstånd fungerar som som en en standardlinjal och och den den exakta vinkeln beror på på universums geometri!

43 Kosmologisk bakgrundsstrålning Universums geometri Typiskt avstånd mellan kalla och heta punkter: Platt universum: θ ~ 1 1 Öppet universum: θ < 1 1 Slutet universum: θ > 1 1 Från Wayne Hu.

44 Wilkinson Microwave Anisotropy Probe Skickades upp av NASA i juni Första årets data släpptes 11 februari Från

45 Kosmisk bakgrundsstrålning WMAP Dipolen från jordens rörelse och galaxens emission är borttagen. Från

46 Kosmisk bakgrundsstrålning mätt med ballonger Boomerang-flygning 1998 Flygs runt Antarktis. En rundflygning tar ca. 2 veckor. Från

47 Kosmisk bakgrundsstrålning Boomerangs himmelsbild Om våra ögon kunde se mikrovågor så skulle himlen se ut ungefär så här! Från

48 Kosmisk bakgrundsstrålning Jämförelse med simuleringar slutet platt öppet Data Simuleringar för olika geometrier Vilken geometri stämmer bäst?

49 Kosmologisk bakgrundsstrålning Amplitudspektrum från WMAP, CBI och Acbar Toppen ligger vid θ 1 Universums geometri är med andra ord väldigt nära platt

50 Big Future Projects LSST: 8-meter class telescope with 10 sq.degrees FOV JDEM: satellite mission:~2-meter class telescope reaching NIR. Either optical+nir imaging + spectrosocopy (SNAP) or NIR optical+spectrsocopy (JEDI) NIR grism (DESTINY) It s all about minimizing the systematics and (hopefully!) sharpen the standard candle by comparing like to like Time scales ~10 years from now! Exact time for JDEM unknown but highest priority among Beyond Einstein Probes

51 SNAP: probing Dark Energy models

52 Sammanfattning Observationell kosmologi: precisionsvetenskap! ~95% av universum är mörk : 75% Mörk energi; 20% Mörk materia Förståelsen av vad dessa har troligen implikationer för hur relativitetsteorin och kvantmekaniken bör flätas ihop! Fantastisk utveckling på experimentens precision Kanske vi vet svaren inom ~10 år!