Universums historia och fram1d

Transkript

1 Universums historia och fram1d Peter Johansson Ins1tu1onen för Fysik Helsingfors Universitet Helsingfors Arbis Helsingfors,

2 1. Kosmologin som vetenskap. En kort historik över hur vår världsbild och vår modell för Universum har uppkommit genom 1den. 2. Kosmologins standardmodell. Vad är Universums sammansälning och hur kan vi bestämma Universums struktur med hjälp av observa1oner. 3. Universums uppkomst: Ursmälls- teorin, uppkomsten av galaxer och stjärnor. 4. Universums fram1d: Vilka alterna1va modeller existerar för Universums fram1d.

3 Kosmologin är det vetenskapliga studiet av universum uppkomst, utveckling on dess storskaliga struktur. Kosmologin söker svar på bl.a. följande frågor: Hur uppkom Universum? Hur gammalt är Universum? Hur är materian och energin fördelad? Hur uppkom elementarpar1klarna? Hur uppkom grundämnena? Hurdan är Universums fram1d? Under den följande 1mmen försöker vi svara på dom här frågorna. Vissa svar kan vi vara rela1vt säkra på, men för vissa frågor kan vi bara ge det mest sannolika svaret utan al vara helt säkra på al det är räl svar.

4 Isaac Newton var den första personen som formulerade en matema1sk modell för Universum. I Newtons modell var Universum sta1skt och oföränderligt. Han bevisade al el oändligt Universum kan vara (meta- )stabilt om det har oändligt många masspunkter fördelade på el jämnt säl så al gravita1onskrawen är noll överallt. Newton förmodade också al Universumet fungerar som el urverk. All rörelse följer hans gravita1ons- lagar och al Gud har sal igång rörelsen i Universumet. Isaac Newton ( )

5 Albert Einstein revolu1onerade vår syn på 1dens och rymdens struktur. Rymden var inte absolut som Newton hade påstål och det enda absoluta var ljusets has1ghet som inte kan överskridas. Einsteins allmänna rela1vitetsteori beskriver gravita1onen som en geo- metrisk egenskap av rymd1den. Ju större massa, desto mer böjd är rymd1den och desto starkare är gravita1onskrawen. Einsteins teori förutspådde också al Universum an1ngen expanderar eller kontraherar. För al få el sta1skt Universum måste han hila på en extra term (Λ) för al balansera gravita1onskrawen. Albert Einstein ( )

6 På talet började den amerikanska astronomen Edwin Hubble systema1skt mäta avståndet 1ll avlägsna galaxer med hjälp av variabla stjärnor. Han märkte al ju mera avlägsen en galax är desto snabbare avlägsnar sig den från oss (större rödförskjutning) och al galaxens has1ghet är direkt propor1onell med avståndet. Det här var el klart bevis al Universum expanderar och Hubbles konstant H 0 ger expansions- has1gheten. v = H 0 d Edwin Hubble ( )

7 Den schweiziska astronomen Fritz Zwicky observerade galaxernas rörelse i Coma galaxhopen på talet och märkte al galaxerna rör sig med mycket stora has1gheter. Hans beräkningar bevisade al galaxhopens massa måste vara 400 gånger större än den synliga massan i stjärnor. Första beviset för mörk materia, men ingen trodde på honom då! Den sovje1ske fysikern George Gamow förutspådde al Universum har bildats i en het ursmäll (Big Bang) och al strålningen från ursmällen borde ha en temperatur av ungefär 5 Kelvin grader idag. Fritz Zwicky ( ) George Gamow ( )

8 Arno Penzias och Robert Wilson arbetade på Bell Laboratories i New Jersey och deras uppgiw var al testa el nyl och effek1vt radioteleskop. Penzias & Wilson försökte kalibrera instrumentet, men dom kunde inte iden1fiera och eliminera en bakgrunds- komponent som strålade jämnt över hela himlen. Strålningen var den kosmiska bakgrundsstrålningen som uppstod 380,000 år ewer ursmällen (nobelpriset 1978). Arno Penzias (1933- ) Robert Wilson (1936- )

9 Stephen Hawking (1942- ) och Steven Weinberg (1933- ) producerade en noggrannare beskrivning av Big- Bang händelseloppet. Alan Guth(1947- ) 1llsammans med Andrei Lindei (1948- ) utvecklade infla1onsteorin som beskriver Universums exponen1ella expansion under den första sekunden. Observa1oner av supernovor på kosmiska avstånd bevisade al Universums expansion accelererar och astronomerna Saul PerlmuLer, Adam Riess och Brian Schmidt fick nobelpriset 2011 för upptäckten. Adam Riess (1969- ) Brian Scmidt (1967- ) Saul PerlmuLer (1959- )

10 Den moderna kosmologin bygger på den kosmologiska principen: Universum är homogent och isotropiskt på stora skalor. Universum ser likadant ut oberoende av observa1onspunkten. Observa1onerna av galaxer och galaxhoparnas fördelning bevisar al den kosmologiska principen gäller. Panorama i infrarött över hela himmelen visar distributionen av galaxer (T. Jarrett, IPAC/Caltech) Färgen indikerar rödförskjutning dvs. avstånd

11 Olbers paradox (H.W. Olbers, ): Om Universum är oändligt och materian är jämt fördelad borde en stråle i vilken som helst riktning all1d träffa en stjärna. Alltså borde hela nalhimlen lysa lika klart som solen. Hu kan då nalhimlen vara mörk? Lösning på paradoxen: Universum har en ändlig ålder och den utvidgar sig så al avlägset ljus rödförskjuts.

12 Idag består Universum 1ll största delen av mörk materia (23%) och mörk energi (73%). Den vanliga materien är i minoritet med en andel av bara 4.4%. Den mörka energin genomtränger hela rymden och har den kons1ga egenskapen al den har el nega1vt tryck ρ=- P, som ger upphov 1ll al Universums expansionstakt accelererar (nobelpriset i Fysik 2011). Då vi går 1llbaka i 1den krymper Universums storlek och också andelen av mörk energi medan andelen mörk materia och baryoner ökar. t=13.7 miljarder å (idag). Baryo- ner, 4.40% Mörk energi, % t= 1 miljarder år Mörk energi, 1.00% Mörk materie 81.80% Mörk materi e Baryo- ner 17.20%

13 All normal materia, t.ex. planeter, stjärnor, väte med mera är baryoner. Baryonerna växelverkar elektro- magne1skt och dom kan därför emilera och absorbera ljus. Den mörka materian är inte baryoner och den växelverkar enbart genom gravita1onen. Den mörka materian kan bara observeras indirekt genom sin gravita1on, t.ex. genom al observera galaxhopar. Gasen i röl krockar i en chock, medan den mörka materien i blål strömmar vidare utan al växelverka med gasen.

14 Den mörka energin är en av dom största rätseln i den moderna fysiken. Den mörka energin verkar vara el vakumfält som är jämnt fördelat i Universum. KvanLeorin förutspår al el vakumfält borde existera, men dess storlek borde vara gånger större än den mörka energi vi har i vårt Universum. Den mörka energins och mörka materiens densitet är av samma storleksordning idag, el sammanfällande eller el tecken på en djupare teori?

15 Universums geometri bestäms av energis och materiens mängd. Det finns en kri1skt densitet som kallas Ω 0, om densiteten är över Ω 0 >1 kommer Universum al kollapsa i fram1den om den är under Ω 0 <1 fortsäler expansionen i all evighet. Enligt Friedmans modeller: Ω 0 > 1 => sfäriskt Ω 0 < 1 => hyperboliskt Ω 0 = 1 => platt I standardmodellen är Universum platt.

16 1. Universum utvidgas enligt Hubbles lag. 2. Överallt finns en termisk bakgrundsstrålning med T=2.7 K 3. Materien och strålningen är isotropisk. 4. Inga stjärnor är äldre än miljarder år. 5. Väte- och helium förekommer i ungefär lika stora mängder överallt i Universum. 6. De äldsta radioak1va isotoperna är mindre än ca. 14 miljarder år gamla. 7. Galaxernas fördelning verkar vara lika överallt i Universum. 8. Evolu1onseffekter syns på galaxer på stora avstånd (dvs. bakåt i 1den, ewersom ljuset har en ändlig has1ghet).

17 Universum uppkom för ca 13,7 miljarder år sedan ur el 1llstånd av extremt hög temperatur och densitet. Universum utvidgas och då man går 1llbaka i 1den ökar både Universums temperatur och täthet. Vid 1dpunkten t=0 var hela Universum förmodligen koncentrat i en singularitet, (jämför med svarta hål idag).

18 t < s: Planck 1den. Den minsta möjliga 1dskvanten. Vad som hände före denna 1d är inte möjligt al beskriva p.g.a. Heisenbergs osäkerhetsrela1on s < t < s: SymmetribroL => infla1on. DeLa ledde 1ll en mycket snabb utvidgning av Universum. I samma skede existerade små lokala inhomogeniteter i Universum => grunden för uppkomsten av galaxer s < t < 10-4 s: Hadronernas epok: Protoner och neutroner uppstår, temperaturen är 1llräckligt låg så al kvarkar kan bestå s < t < 1 s: Leptonernas epok: Elektroner uppstår % av materian annihileras, 10-7 % kvar på grund av en materie- an1materie obalans. Allt vi kan observera i Universum har uppkommit från den här lilla bråkdelsprocenten.

19 Ungefär t=3 minuter. He- kärnor uppkommer. Heliumhalten bestäms av mängden neutroner (sönderfallnings1den för fria neutroner är t=14.6 minuter) som sönderföll innan de blev fångade i heliumkärnor. Väte (~74%)och helium (~24%) förekommer i förhållandet 3:1. Alla andra grundämnen 1llsammans utgör den resterande 2% i dagens Universum. Ungefär t=380,000 år: Universums temperatur är nu ca T=3000 K. Väteatomer bildas och strålningnen sprids inte längre effek1vt och Universum blir för första gången genomskinligt för ljus. Bakgrundsstrålningen frisläpps och kan observeras idag. Materian klumpar sig kring dom små fluktua1onerna som uppstod under infla1onsperioden - > förstadier 1ll galaxer.

20 Enligt standardmodellen expanderar Universum mer eller mindre linjärt med 1den. Men, enligt infla1onsteorin hamnade Universum för el kort ögonblick i el falskt vakum med nega1vt tryck. Resultatet var al Universum under någon bråkdels sekund nästan direkt ewer Big Bang expanderade extremt fort - storleken beräknas ha ökat med ungefär gånger. Infla1onsteorin förklarar varför vårt Universum är plal, d.v.s. Ω 0 =1 och varför den kosmiska bakgrunds- strålningen är (nästan) likadan i alla rik1ningar.

21 Mängden helium beror direkt på den totala mängden baryoner i Universum (Ω b =0.044). Tyngre element än helium kunde inte bildas i stora mängder ewersom Universum expanderade så fort al temperaturen sjönk snabbt under fusionsgränsen. Alla tyngre grundämnen har bildas i stjärnorna genom fusion av lälare element.

22 Universumet expanderade och temperaturen sjönk sam1digt. Före t 380,000 år var temperaturen så hög al stabila atomer kunde inte bildas. Ljusstrålningen i Universum kunde inte röra sig fril, ewerson den krockade med dom fria elektronerna hela 1den. Bakgrundsstrålningen är en vägg som vi inte kan se genom.

23 I bakgrundsstrålningen existerar små (100,000- dels) fluktua1oner i temperatur och densitet och medeltemperaturen idag är T=2.728 K. Fluktua1onerna är relaterade 1ll kvanvluktua1oner under infla1ons1den. De nya resultaten från Planck- satelliten publiceras den 21. mars, 2013!

24 De första stjärnorna föddes ungefär miljoner år ewer ursmällen. Till skillnad from dom flesta stjärnorna idag var majoriteten av de första stjärnorna mycket massiva ( gånger tyngre än solen). Dessa första stjärnor var alltså mycket ljusstarka, men också kortlivade, stjärnorna dog inom några miljoner år i supernova- explosioner.

25 De första galaxerna var rela1vt små med massor av 10 7 solmassor och dom var mycket mindre än Vintergatan. Större galaxer bildades genom kollisioner av mindre galaxer. Den drivande krawen i galaxernas uppkomst var den mörka materien som dominerade gravitatonsfältet. Den synliga galaxen med stjärnor är ungefär gånger mindre än den klovormiga mörka materien som omger den.

26 Galaxerna blev större med 1den och i deras centrum växte också supermassiva svarta hål - > kvasarer. Då Universum var ungefär hälwen av den ålder den är idag (7 miljarder år) var stjärnak1viteten som starkast. Galaxerna bildade stora mängder av stjärnor och kvasarerna strålade stora mängder av energi. En simula1on av krockande galaxer: Phil Hopkins, Berkeley University

27 Idag (13.7 miljarder år sedan ursmällen) är Universums glansdagar redan förbi. Nya stjärnor bildas forvarande i Universum, men 1ll en mycket lägre grad än i det 1diga Universumet. Orsaken 1ll dela är al den största delen av den fria gasen har redan använts och ewersom Universumet är nu större sker det också mindre galaxkollisioner.

28 Univerums fram1d bestäms av dess densitet, dvs. om universum är öppet eller slutet. Om densiteten skulle vara 1llräckligt stor skulle Universum dra ihop sig i en big crunch (=stora krossen). I annat fall kommer utvidgningen al fortsäla i all oändlighet. Nuvarande observa1oner antyder al Universums utvidgning fortsäler och accelererar.

29 Alterna1v I: Värmedöden: Stjärnproduk1onen minskar och ewer år har alla stjärnor brunnit slut - > Universum blir mörkt. EWer år har massiva svarta hål bildats i galaxerna. EWer år har de svarta hålen avdunstat p.g.a. Hawking- strålningen. EWer 10 upphöjt i år, alltså en nästan oändligt lång 1d finns det bara strålning kvar.

30 Alterna1v II: Stora rivet: Om Universums expansion accelererar 1llräckligt fort kommer allt 1ll slut al rivas sönder. Processen går gradvis, först splilras galaxhoparna, sedan galaxerna, solsystemet och 1ll sist atomerna. Om och när det här händer beror på de kosmologiska parametrarna, vars exakta värden är inte ännu kända.

31

32 Vad är mörk materia?: Galaxernas rörelser visar al det finns stora mängder materia som inte strålar. Är den mörka materian svagt växelverkade icke- baryoniska par1klar? Vad är mörk energi? Observa1oner antyder al Universums utvidgning accelererar, vilket man i teorier åstadkommer med en kosmologisk konstant, men var är fysiken bakom den kosmologiska konstanten? Kan man sammanföra gravita1onen med dom andra krawerna (elektromagne1ska, starka och svaga krawen) i en universalteori. Hur många dimensioner behövs för al förklara Universum? Gäller naturlagarna lika överallt i Universum. Är vi en del av el mul1versum?