7 Kosmologi Kosmologin söker svar bl.a. på: Hur uppkom universum? Hur gammalt är universum? Hur är materian och energin fördelad? Hur uppkom elementarpartiklarna? Hur uppkom grundämnena? Hurdan är universums framtid? Kosmologiska principen: Universum är homogent och isotropiskt Universum ser likadant ut oberoende av observationspunkten. Observationer av galaxer och galaxhopars fördelning kosmologiska principen gäller. 135
Vägen till den moderna kosmologin: Olbers paradox (H. W. Olbers, 1757-1840): Om universum är oändligt och materian är jämt fördelad En stråle i vilken som helst riktning träffar alltid en stjärna Hela natthimmelen borde lysa lika klart som solen. Hur kan natthimmelen vara mörk? Lösning på paradoxen: Universum har en ändlig ålder. Albert Einstein (1920-talet): Ett statiskt universum kollapsar av gravitationen Kosmologiska konstanten (Λ). Georges Lemaitre (1927): Expanderande universum Behövs ingen Λ. Edwin Hubble (1929): Galaxernas rödförskjutning större ju mer avlägsna de är Universum expanderar. Fritz Zwicky (1934): Mörk materia 136
George Gamow (1948): Big-bang - modellen. Arno Penzias och Rober Wilson (1964): Upptäckt av den kosmiska bakgrundstrålningen Stephen Hawking, Steven Weinberg, Alan Guth mm. (1960-80 -talen): Nogrannare beskrivning av Big-bang -händelseförloppet, inflationsteorin mm. Saul Perlmutter, Adam Riess, Brian Schmidt mm. (1998): Accelererande utvidgning av universum mörk energi? COBE, WMAP och Planck -satelliterna (1990-2010 -talen): Noggranna uppskattningar för universums ålder och andra parametrar. Nuvarande standardmodellen: Λ-CDM, dvs. kosmologisk konstant (Λ) & mörk materia (Cold Dark Matter.) 137
Den moderna kosmologins observationer: 1. Universum utvidgas enligt Hubbles lag z = (H/c)r, där z är rödförskjutningen och H 70 kms 1 Mpc 1. 2. Överallt finns en termisk 2.7 K bakgrundsstrålning. 3. Materien och strålningen är isotropisk. 4. Inga stjärnor är äldre än 13-14 miljarder år. 5. Väte- och helium förekommer i ungefär lika stora mängder överallt i universum. 6. De äldsta radioaktiva isotoperna är mindre än ca 14 miljarder år gamla. 7. Galaxernas fördelning verkar vara lika överallt i universum. 8. Evolutionseffekter syns på galaxer på stora avstånd (dvs. bakåt i tiden). 138
7.1 Universums geometri För att beskriva universums geometri krävs (minst) fyra dimensioner, dvs. rymd- och tidskoordinater. Geometrin beror av densitetsparametern Ω 0 = ρ medel ρ kritisk. Universum kan vara (Friedmanns modeller): sfäriskt, Ω 0 > 1 hyperboliskt, Ω 0 < 1 euklidiskt ("platt"), Ω 0 = 1 Ett platt och hyperboliskt universum är öppet (oändligt) medan ett sfäriskt universum är slutet.(bild: NASA) 139
Kosmologisk test för att avgöra om universum är öppet eller slutet: 1. Medeldensitet: Om densiteten överstiger den kritiska densiteten är universum slutet. 2. Magnitud - rödförskjutning: I ett slutet universum verkar galaxer med stor rödförskjutning att lysa starkare. 3. Vinkeldiameter - rödförskjutning: I ett slutet universum ser avlägsna galaxer större ut. 4. Halten av deuterium: Liten halt av deuterium större kosmologisk densitet. 5. Ålder: Ett slutet universum är yngre. 6. Fluktuationer i bakgrundsstrålningen: Vinkelstorleken på fluktuationerna modell för universums struktur. 140
Nuvarande observationer (bl.a. WMAP): Universum är öppet Universums densitet kritiska densiteteten Universums utvidgning accelerar Universums energi består av: mörk energi (74 %) mörk materia (22 %), "vanlig" materia (4 %) Öppna frågor: Vad är mörk materia?: Galaxernas rörelser visar att det finns stora mängder materia som inte strålar. Är den mörka materian svagt växelverkande icke-baryoniska partiklar (WIMP)? Vad är mörk energi?: Observationer antyder att universums utvidgning accelererar, vilket man i teorier åstadkommer med att den kosmologisk konstanten Λ 0, dvs. mörk energi. 141
7.2 Universums uppkomst Den fortfarande gällande teorin är Big bang (= ursmällen), som dock ständigt modifieras. Universums ålder är ca 13.7 miljarder år. Universum utvidgas om man räknar bakåt i tiden till för ca 14 miljarder år sedan var universum enormt komprimerat och hett. Big bang -teorin: Universum uppkom för ca 14 miljarder år sedan och har sedan dess utvidgats. Teoretiska beräkningar sträcker sig till tiden10 43 s efter ursmällen. Unversums uppkomst från tiden t = 0: 10 43 s, Planck-tiden: Vad som hände före denna tid är inte möjligt att beskriva Heisenbergs osäkerhetsrelation. 142
10 35 10 31 s: Symmetribrott ett litet överskott av materia jämfört med antimateria. Inflation: Fasförändring mycket snabb utvidgning. Lokala inhomegeniteter grunden för uppkomsten av galaxer. 10 12 10 6 : Kvark-epoken: Temperaturen sjunkit så att kvarkar består. 10 6 10 1 s: Protoner och neutroner består. 99.9999999 % av materian annihileras, 10 7 % kvar. ca 1 s: Temperaturen har sjunkit så att elektroner kan bestå. ca 200 s: He-kärnor uppkommer. Heliumhalten bestäms av mängden neutroner som sönderföll innan de blev fångade i heliumkärnor väte och helium förekommer i förhållandet 3:1. B b nukleosyntes 143
Ca 380 000 år: Universums temperatur ca 3000 K, väteatomer bildas strålningen absorberas inte effektivt universum blir "genomskinligt". Bakgrundsstrålningen "frisläpps" Materian klumpar sig kring "gjutfel" som uppkom vid inflationen förstadier till galaxer. (Bild: Nasa) 144
Bakgrundsstrålningen observerad med COBE och WMAP ց. Bakgrundsstrålningen är inte helt homogen: Små fluktuationer visar var materian var mera koncentrerad. Kring dessa koncentrationer uppkom galaxerna. Ca 100 miljoner år: Galaxerna bildas. De första stjärnorna bestående endast av väte och helium (samt lite litium) uppkommer. Övriga grundämnen bildas i stjärnorna och sprids genom supernovor. Ca 2 miljarder år: Massiva svarta hål, som samlar materia, har bildats i centrum av galaxerna kvasarer. "Nutid": Stjärnproduktionen har minskat. I de flesta stora galaxer har aktiviteten i kärnan minskat. 145
Tids-schema för universums utveckling (NASA/WMPA) 146
Mera öppna frågor: Kan man sammanföra gravitationen, den elektromagnetiska kraften och kärnkrafterna (stark och svag växelverkan) i en universalteori? Hur många dimensioner behövs för att förklara universum? Gäller naturlagarna lika överallt? Är vi en del av ett multiversum? Sex-dimensionella Calabi-Yau former, från Rick Groleau: "Imagining Other Dimensions" (The elegant universe) 147
7.3 Universums framtid Universums framtid bestäms av dess densitet, dvs. om universum är öppet eller slutet: Om densiteten skulle vara tillräckligt stor skulle universum dra ihop sig i en "big crunch" (= stora krossen). I annat fall kommer utvidgningen att fortsätta i all oändlighet. Nuvarande observationer antyder att universums utvidgninig fortsätter och accelererar. Ett öppet universum passar även bäst in i vår uppfattning om universums uppkomst (inflations-teorin mm.). 148
Ett expanderande universum: Alternativ I värmedöden Stjärnproduktionen minskar: Efter 10 14 år har alla stjärnor brunnit slut universum blir mörkt Efter 10 27 år har massiva svarta hål bildats i galaxerna Efter 10 90 10 150 år har de svarta hålen "avdunstat" p.g.a. Hawkingstrålningen Efter 10 1026 år bara strålning kvar Alternativ II stora rivet (big rip) Om universums expansion accelererar tillräckligt fort kommer allt till slut att rivas sönder Processen går gradvis, först splittras galaxhoparna, sedan galaxerna, solsystemet och till sist atomerna Om och när det händer beror på kosmologiska parametrar, vars värden inte är kända 149
7.4 Sammanfattning av universums historia (expanderande men utan big rip ) Tid Händelse 0 Ursmällen < 10 43 s Planck-tiden, alla 4 krafter en? 10 35 10 31 s Inflation 10 6 10 1 s Protoner och neutroner bildas ca 1 s Elektroner bildas 200 s Nukleosyntes 380000 år Universum blir genomskinligt, bakgrundstrålningen uppkommer 1 10 8 år Första stjärnorna bildas 9 10 9 år Solsystemet bildas 9 10 9 år Utvidgningen av universum börjar accelerera 14 10 9 år Nutid 10 11 år Nuvarande stjärnor brunnit slut 10 14 år Stjärnornas tidevarv slut 10 27 år Massiva svarta hålens tidevarv 10 36 år Protonernas halveringstid (?) 10 40 år Inga protoner mera 10 90 10 150 år Svarta hålen har "avdunstat" > 10 1026 år Bara strålning kvar 150
Bilaga 1. WWW-sidor: Institutionen för fysik, HU www.physics.helsinki.fi Tuorla observatorium www.astro.utu.fi Finlands ESO-Centrum finca.utu.fi Meteorologiska institutet www.fmi.fi Tähtitieteellinen yhdistys Ursa www.ursa.fi Astronomi vid Uppsala universitet www.astro.uu.se Nordic Optical Telescope www.not.iac.es European Southern Observatory www.eso.org Hubble Space Telescope www.stsci.edu European Space Aganecy www.esa.int NASA www.nasa.gov 151