Den kosmiska bakgrundsstrålningen 1965 upptäckte Arno Penzias och Robert Wilson den s.k. kosmiska bakgrundsstrålningen. Denna hade redan 1948 förutsagts av Gamow som ett bevis för att universum tidigare varit mycket hett (vilket Big Bang-hypotesen innebär) Steady State-hypotesen kan inte enkelt förklara förekomsten av denna strålning, och framför allt inte att den är så isotrop och ansluter så exakt till en Planck-kurva. Dessa egenskaper hos bakgrundsstrålningen har observerats med dhög precision i med hjälp av satelliter.
Resultat av undersökningar Mätfelen i det uppmätta spektrumet är mindre än den teoretiska Planck-kurvans bredd
Inga variationer större än 0,2% Variationer på c:a 0,1% beror på vår rörelse relativt resten av universum Variationer i den egentliga bakgrundsstrål- ningen mindre än 0,001 %
Variationernas vinkelstorlek är typiskt c:a 1. Detta kan tolkas som att universum måste sakna krökning!
Universums densitet Vi kan testa universums geometri (förutsatt att kosmologiska konstanten = 0) om vi känner Hubble-parametern (H 0 ). För ett kritiskt universum (k=0) gäller att medeldensiteten är ρ crit = (3 H 0 2)/(8πG) För ett öppet universum (k<0) gäller: ρ < ρ crit och för ett slutet universum (k>0) : ρ > ρ crit Om vi definierar Ω = ρ /ρ crit har vi för (k<0) : Ω < 1 för (k=0) : Ω = 1 för (k>0) : Ω > 1
Universums ålder För ett kritiskt universum gäller dessutom att åldern (=tiden sedan Big Bang) ges av: T = 2/(3 H 0 ) För ett öppet universum gäller: 2/(3 H 0 ) < T < 1/ H 0 och för ett slutet universum: T < 2/(3 H 0 ) Den största möjliga åldern på universum, T max = 1/H 0, kallas Hubble-åldern. T.ex. får man för H 0 = 70 km/s/mpc T max 14 miljarder år och för ett kritiskt universum blir T 9 miljarder år
Några resultat Medeldensitet: Synlig materia 0,005 Ω 0,01 Kinematiska studier 0,05 Ω 0,1 Grundämnesförekomst 005 0,05 Ω 0,1 Hopar, gravitationslinser 0,1 Ω 0,3 Td å ttö t i!oh Tyder på ett öppet universum! Och på att det finns s.k. mörk materia!
Flera resultat Åldersbestämningar: Radioaktiva isotoper ger 15,5 miljarder år med stora osäkerheter. Undre gräns c:a 11 miljarder år Klotformiga stjärnhopar ger c:a 12 miljarder år. Undre gräns c:a 10 miljarder år. Till dessa åldrar ska läggas tiden från Big Bang tills de första stjärnorna bildades. Dessa observationer tyder också på att universum har negativ krökning.
Den kosmiska bakgrundsstrålningen... Vi har tidigare påpekat att den kosmiska bakgrundsstrålningens variationer har en typisk vinkelstorlek på c:a 1.
...och universums geometri För ett positivt krökt universum borde variationerna vara större, och för negativ krökning mindre. Slutsatsen blir att universum endast kan vara mycket svagt krökt eller helt sakna krökning! I så fall måste universums densitet vara mycket nära den kritiska densiteten (Ω 0,9 1,1)
Från observationerna kan man göra statistik över styrkan av fluktuationer med skilda vinkelstorlekar... och jämföra med vad olika krökningar skulle ge...och beräkna mängden vanlig (baryonsk = protoner och neutroner) materia i universum. Resultat: c:a 4% av den kritiska densiteten!
Problem med Big Bang 1 Varför är bakgrundsstrålningen så isotrop? Strålning från motsatta sidor av universum kan inte ha ett gemensamt ursprung (Horisontproblemet).
Problem med Big Bang 2 Varför är universums densitet så nära det kritiska värdet? Om universum skapats med en godtycklig densitet borde den nutida desiteten vara oerhört mycket större eller mindre än den kritiska. (Flathetsproblemet). Föreslagen lösning: Under en kort tid omedelbart efter ( c:a 10-35 s) Big Bang expanderade universum exponentiellt! Denna utveckling kallas inflation. Universums storlek ökade då c:a 10 50 gånger eller mer!
Ilustration av inflationen Något krökt och ojämnt blir... när det expanderar allt mindre... och mindre krökt och... till slut helt jämnt och platt! Inflationen leder till ett universum med Ω = 1, och där allt vi kan observera har ett gemensamt ursprung!
Två problem Inflationsteorin och bakgrundsstrålningens egenskaper kräver Ω = 1. Vanlig materia kan stå för högst 5% av den erfordrade densiteten. Vad är resterande 95%??? De äldsta stjärnorna är c:a 12 miljarder år. För ett kritiskt universum (k = 0, Ω = 1) och H 0 = 65-75 km/s/mpc blir universums ålder endast 8-10 miljarder år. Hur kan vi förklara detta??? Hade Einstein fel???