Mörk materia och det tidiga universum Joakim Edsjö Stockholms Universitet

Transkript

1 Mörk materia och det tidiga universum Joakim Edsjö Stockholms Universitet Introduktion till kosmologi Mörk materia Den kosmologiska bakgrundsstrålningen Supernovor och universums geometri

2 Astropartikelfysik Från det allra minsta till det allra största Från

3 Solsystemet Från

4 Andromedagalaxen / M31 M M sol Vi Vi ser ser stjärnor och gas. Finns det det något mer? 1 ljusår = meter Om Om detta detta vore vore Vintergatan så så skulle solsystemet ligga ligga ungefär här, här, ca ca ljusår från från centrum.

5 Den kosmologiska standardmodellen Universum är homogent och isotropt. I begynnelsen var universum hett och tätt och har efter det expanderat (Big Bang). Kommer expansionen att fortsätta för alltid?

6 Universums expansion

7 Lite senare

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

9 Standardlinjaler och standardljus Standardlinjaler - elliptiska galaxer - nebulosor Standardljus - Cepheid-stjärnor - spiralgalaxer - Supernovor av typ Ia

10 Universums expansion Skalfaktorn och Hubbleparametern Inför en skalfaktor, a, som anger universums storlek. Universum expanderar Inför Hubbleparametern, H da dt > 0 da dt H = a 71± 6 km s-1 Mpc -1 Ofta inför man den reducerade Hubbleparametern, h H h = 0.71 ± km s -1 Mpc -1 1 Mpc = ljusår = meter

11 Universums expansion Hur ändras densiteten när universum expanderar? Vi har tre huvudtyper av energi Materia materia ~ 1 a(t) 3 Strålning strålning ~ 1 a(t ) 4 Vakuumenergi vakuumenergi ~ konstant a(t) = skalfaktorn

12 Edwin Hubbles observationer 1929 Hubbles lag: v = H d ; H = da / dt a H 500 km s -1 Mpc -1 Foto från Mt. Wilson: Från

13 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 ± 0.06 Från

14 Einsteins ekvationer G = Λg + 8 GT Rummets geometri - krökt, plant,... Kosmologisk konstant - vakuumenergi Energimomenttensor - energi - materia - strålning Universums totala energitäthet kan skrivas tot = materia + vakuum

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

16 Universums storlek med 0 Ω m Ω Λ Från

17 Från Universums utveckling

18 Big Bang Nukleosyntes Lätta ämnen upp till 7 Li produceras i Big Bang. Kärnreaktionerna är kända Mängden av de lätta ämnena i universum idag kan beräknas Jämför med observationer Ω baryon h 2 = ± Från Turner et al.

19 Energibalans för universum Hittills har vi Ω vanlig materia vanliga partiklar ~5% Ω vanlig, synlig stjärnor, galaxer, Mörk materia Ω vanlig, osynlig neutriner, MACHOs ~2-3% ~1-2%

20 Mörk materia Röntgenstrålning från het gas i i en en galaxhop En En röntgenbild (violett) som som visar visar het het gas gas ovanpå en en bild bild ii synligt ljus. ljus. Gasen är är så så het het att att den den synliga massan i i galaxhopen inte inte räcker till till för för att att hålla hålla kvar kvar den! den! Mörk materia!

21 Mörk materia Gravitationslinser Lägg märke till till de de blå blå bågarna. De De är är en en avlägsen galax vars ljus bryts av av galaxhopen ii förgrunden!

22 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. Från Tyson, Bell Labs.

23 Mörk materia - gravitationslinser Rekonstruktion av av galaxhopens massfördelning Massfördelningen hos hos galaxhopen är är rekonstruerad från från de de blå blå bågarna som som alla alla är är ljus ljus från från bakgrundsgalaxen. Från Tyson, Bell Labs. Den Den massa som som syns syns i i form form av av stjärnor och och gas gas räcker inte inte till, till, den den rekonstruerade massan är är mycket större! Mörk materia!

24 Mörk materia Massive Compact Halo Objects MACHOs När en en himlakropp (MACHO) passerar nära siktlinjen till till en en stjärna böjs ljuset av av p.g.a. gravitationen. MACHOn fungerar ungefär som en en lins, en en gravitationslins! Från EROS.

25 Mörk materia Massive Compact Halo Objects MACHOs Blått ljus Rött ljus Exempel på på en en stjärna vars ljus har förstärkts av av en en förbipasserande MACHO. MACHO och EROS uppskattar att att 10-30% av av den mörka materian i i vår galax kan utgöras av av MACHOs. Från MACHO.

26 Dopplereffekten En ljuskälla som rör sig bort från oss, ser rödare ut. En ljuskälla som rör sig mot oss, ser blåare ut. Detta kan vi utnyttja för att mäta hastigheten på stjärnor, galaxer m.m. Rödförskjutning z = observerad utsänd utsänd z v r c (små v r )

27 Mörk materia Galaxers rotationskurvor Y. Sofue, 1997 Centripetalkraft: Gravitationskraft: F c = F g F c = mv 2 (r) r F g = G N M(r)m r 2 & M(r) = M synlig v(r) G N M synlig r Men Men rotationskurvorna är är ju ju plana! Mörk materia!

28 Mörk materia Galaxers beståndsdelar och rotationskurvor Vi Vi behöver både den synliga materian och den mörka halon för för att att förklara rotationskurvorna! Från Jungman et al, Phys. Rep. 267(1996)195.

29 Energibalans för universum Hittills har vi Ω materia materia ~30% Ω vanlig materia vanliga partiklar Ω vanlig, synlig stjärnor, galaxer, Ω exotisk materia nya okända partiklar ~5% ~25% Mörk materia Ω vanlig, osynlig neutriner, MACHOs ~2-3% ~1-2%

30 Kosmisk bakgrundsstrålning Kort historik Gamow förutsåg bakgrundsstrålningen 1946 (dock med delvis felaktiga antaganden). Penzias och Wilson upptäckte den Fick nobelpris Arno Penzias and Robert Wilson, Nobelpris 1978 Dicke, Peebles, Roll och Wilkinson förklarar Penzias och Wilsons mätningar 1965.

31 Kosmisk bakgrundsstrålning svartkroppsstrålning COBE Från Från

32 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.)

33 Kosmologisk bakgrundsstrålning Hur uppstår fluktuationerna? Vi har en balans mellan infall och tryck. Oscillationer uppstår. Fotoner som kommer från täta (heta) områden har högre energi än de som kommer från glesa (kalla) områden. Det typiska avståndet mellan heta och kalla områden på himlen är ca. 1. Från Wayne Hu. Detta avstånd fungerar som en standardllinjal och den exakta vinkeln beror på universums geometri!

34 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

35 Kosmisk bakgrundsstrålning COBE-DMR Dipolen från jordens rörelse och galaxens emission är borttagen. Från

36 Kosmisk bakgrundsstrålning Boomerang-flygning 1998 Flygs runt Antarktis. En rundflygning tar ca. 2 veckor. Från

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

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

39 Kosmologisk bakgrundsstrålning Amplitudspektrum Boomerang, 2000 Maxima, 2000 stora vinklar θ små vinklar Toppen ligger vid vid θ 1 θ 1 Universums geometri är är med med andra ord ord väldigt nära nära platt platt

40 Kosmisk bakgrundsstrålning Universums geometri Universums geometri är är i i stort sett plan, dvs Ω total total 1

41 Supernovor Ia Ia Hur kan de de lära oss om universums geometri? Supernovor typ IA är standardljus med en inneboende ljusstyrka, B. Mät hur ljusstarka de ser ut att vara, b, och bestäm luminositetsavståndet, d L b = B 2 d 4 d L L = Man kan uttrycka detta samband med hjälp av rödförskjutningen, z d L = 1 ( z + f (Ω materia,ω Λ )z 2 +K) H 0 B 4 b Bestäm avvikelsen från ett ett linjärt samband och vi vi lär lär oss om Ω materia materia och Ω Λ..

42 Supernovor Ia som standardljus Supernovor Ia bildas när en vit dvärg i ett dubbelstjärnesystem blir så tung att den börjar bränna kol. Då exploderar den, alltid på samma sätt, med samma ljusstyrka!

43 Supernovor Ia Ia Mätningar av av supernovor Ljusstyrka Här Här ser ser vi vi avvikelsen från från ett ett linjärt samband och och lär lär oss oss om om universums geometri! Rödförskjutning

44 Supernovor Ia Ia och de kosmologiska parametrarna Mätningarna av av supernovornas ljusstyrkor visar att att universum accelererar. Det innebär att att universum innehåller vakuumenergi, t.e.x. en en kosmologisk konstant.

45 Universums geometri Supernovor och kosmisk bakgrundsstrålning Båda mätningarna är är konsistenta och de de överlappar varandra vid Ω materia 0.3 Ω Λ 0.7

46 Energibalans för universum Ω all energi Ω Λ mörk energi Ω materia materia ~70% ~30% Ω vanlig materia vanliga partiklar Ω vanlig, synlig stjärnor, galaxer, Ω exotisk materia nya okända partiklar ~5% ~25% Mörk materia Ω vanlig, osynlig neutriner, MACHOs ~2-3% ~1-2%

47 Är all materia vanlig materia? Vi har sett att Ω materia ~ 30% Är all den materian vanlig materia? Big Bang Nukleosyntes: baryoner kan utgöra maximalt baryoner ~ 3-4% Galaxbildning: neutriner 5% Någon ny exotisk materia behövs Denna exotiska materia kan utgöra universums mörka materia

48 Sammanfattning Mätningar av av den kosmiska bakgrundsstrålningen och supernovor Ia Ia visar att att Ω total 1 varav Ω Λ 0.7 Ω materia 0.3 Big Bang Nukleonsyntes: All All materia kan inte vara vanlig materia. Rotationskurvor, gravitationslinser m.m.: mörk materia utgör ca ca Ω mörk mörk materia materia 0.25 och det det mesta av av den är är troligen en en ännu oupptäckt elementarpartikel (t (t ex ex en en neutralino).

49 Internetsajter om astronomi // kosmologi