Partikelfysik och det Tidiga Universum Jens Fjelstad 2010 05 10
Universum Expanderar Hubbles Lag: v = H 0 D D avståndet mellan två punkter i universum v den relativa hastigheten mellan punkterna H 0 (70km/s)/Mpc (Hubblekonstanten) experimentellt: rödskift vs. ljusstyrka Edwin Hubble [1929] Konsekvens: Universum Expanderar Följer vi expansionen baklänges finner vi en tidpunkt, 1/H 0 13,8miljarder år, då hela universum hade volymen noll Big Bang hypotesen: Universum har utvecklats från ett väldigt hett och tätt tillstånd en ändlig tid tillbaka. Nuvarande modell: ΛCDM modellen universum 13,72 ± 0,12 miljarder år expansionen accelererar f.n. 2 / 21
Universums Tidslinje 3 / 21
Standard Modellen för Kosmologi ΛCDM Kosmologiska Principen: universum är homogent och isotropt (på stora skalor) Λ: Lambda, den kosmologiska konstanten Einsteins största misstag Λ > 0 fysikalisk tolkning: vakuumenergi ( mörk energi ) förklarar den accelererande expansionen bidrar 73% till energitätheten i universum CDM: Cold Dark Matter (kall mörk materia) mörk materia: materia som inte vxv (märkbart) med elektromagnetism kall : icke relativistisk, långsam viktig för strukturformation, galaxer, hopar, superhopar bidrar 23% till energitätheten i universum Synlig materia resten av energitätheten Inflation i tidiga universum 4 / 21
Den Kosmologiska Konstanten Einsteins fältekvationer R µν 1 2 Rg µν +Λg µν = 8πG }{{} c 4 T µν }{{} geometri/gravitation materia Universum kan expandera & kontrahera utan Λ, men med Λ kan expansionen accelerera Första observationella tecknen på Λ > 0 1998 (supernovor) Kosmologiska konstant problemet (jfr hierarkiproblemet): ( ) 4 kvantfältteori ger naturligt vakuumenergi MPl 4 = observerat värde Λ 10 120 M 4 Pl möjligtvis lösbart med supersymmetri Weinbergs lösning : antropiska principen 5 / 21 c G
! Det Tidiga Universum!"#$%&'()*"+*,-."/01*$+'-%*'(-*2&#*2$/# 1$ 1# 2 7!$!12!#2!#$!"# 56' ;#-&'<=3>!+*2*$'()*%+ :3)2*$'()*%+ 9#.-*$'()*%+ 78#-&'()*%+ ("3%2-*43#&'()*%+,-#$.'/$010%#20*$'()*%+!"#$%&'()*%+ 7-*/:,)B* %&'()*+,)-./0+)* 6 / 21! 1-?5():J-6+C/ 3)45(6+,) 1-'+:,*/:,)B 1-C+:@,*/:,)B 1-*/:,)B #!27-C+)96/* 89:5/,*;)6</*+* #DEF777-;/(@* =/:,CI+)(6+,) 1#GD-I+55+,)-;/(@*?@/*/)6-A(;! 7G1H!1G7-I+55+,)-;/(@* =/+,)+>(6+,)
Planckeran t t Pl 10 43 s Okänd fysik teorin om allt : gravitation och mikroskopisk partikelfysik lika viktiga & förenade kvantgravitation viktig, krävs för att vi skall förstå denna era strängteori??? Onåbara energier för partikelacceleratorer ( 10 20 GeV ) Universum börjar expandera och därmed svalna 7 / 21
GUT eran, 10 43 s 10 36 s 10 43 s symmetrbrott: gravitation och mikroskopisk fysik separeras Homogen soppa : karakteristikor som massa, laddning, etc. meningslösa Oregelbundenheter: kvantfluktuationer Temperatur minskar från 10 32 K till 10 27 K Nytt symmetribrott vid 10 36 s fasövergång: GUT elektrosvag teori + stark vxv ev. supersymmetrisk version meningsfullt tala om färg ev. Baryogenesis: assymmetri mellan materia och antimateria skapas då tunga GUT partiklar sönderfaller fasövergång initierar inflation 8 / 21
Kosmisk Inflation 10 36 s 10 32 s Inflation: hypotesen att expansionen exploderade under en kort tidsperiod Motivation: problem med Big Bang modellen Platthetsproblemet Horisontproblemet Magnetiska monopolproblemet Alan Guth [1980] Ses som konsekvens av att universum ej befinner sig i vakuumtillståndet 9 / 21
Inflation Platthetsproblemet Ω = ρ/ρ c, ρ c 10 26 kg/m 3 Ω = 1: universum är platt Ω > 1: universum är positivt krökt Ω < 1: universum är negativt krökt Avvikelser från Ω = 1 förstärks med tiden oerhört osannolikt att ρ = ρ c just idag vårt observerade universum väldigt nära platt Inflation: varje krökt yta ser nästan platt ut om vi blåser upp den drastiskt 10 / 21
Inflation Platthetsproblemet Ω = ρ/ρ c, ρ c 10 26 kg/m 3 Ω = 1: universum är platt Ω > 1: universum är positivt krökt Ω < 1: universum är negativt krökt Avvikelser från Ω = 1 förstärks med tiden oerhört osannolikt att ρ = ρ c just idag vårt observerade universum väldigt nära platt Inflation: varje krökt yta ser nästan platt ut om vi blåser upp den drastiskt 10 / 21
Inflation Horisontproblemet De mest avlägsna delarna av universum har endast nyligen blivit tillgängliga för oss (hamnat innanför vår observationella horisont), hur kommer det sig att de delarna verkar ha samma egenskaper (temperatur, etc.) som vår del av universum? Inflation: innan inflation var dessa delar innanför vår horisont 11 / 21
Inflation Horisontproblemet 12 / 21
Inflation Monopolproblemet I en storförenad teori förväntas produceras magnetiska monopoler, tunga och många, men vi har inte observerat några Inflation: under inflationen sprids eventuella monopoler väldigt glest, så glest att det är högst tänkbart att vi inte observerat någon 13 / 21
Elektrosvaga Eran 10 36 s 10 12 s 10 32 s: inflationen avtar Kvark gluonplasma med (fria) kvarkar (fria) gluoner leptoner W & Z bosoner, Higgsbosoner Massa & elektrisk laddning fortfarande ej meningsfulla Variationer i täthet: kvantfluktuationer som blåsts upp i storlek av inflationen 10 12 s: temperaturen har avtagit tillräckligt för ett nytt symmetribrott...det elektrosvaga symmetribrottet fasövergång: elektrosvag svag + elektromagnetisk vxv det blir meningsfullt att ge partiklar egenskaper som massa och elektrisk laddning W ±, Z 0 för tunga för att skapas spontant, de som finns sönderfaller snabbt 14 / 21
Kvarkeran 10 12 s 10 6 s Universum nu ett hett kvark gluonplasma Kvarkar & Leptoner har massa & laddning Temperatur & täthet för stora för att kvarkar och gluoner ska kunna bindas i hadroner 15 / 21
Hadroneran 10 6 s 1s Temperatur & täthet har sjunkit tillräckligt för att kvarkar och gluoner ska kunna bindas i hadroner (mesoner & baryoner) Universum består av ständigt skapade och förintade hadron antihadronpar ständigt skapade & förintade lepton antileptonpar + fotoner Mot slutet av epoken sjunker temperaturen så att hadron antihadronpar inte längre spontant kan bildas, kvarvarande antihadroner förintas och lämnar en rest av hadroner (framförallt protoner & neutroner) 16 / 21
Leptoneran 1s 10s Universum dominerat av (skapade & förintade) lepton antileptonpar Så småningom temperaturen för låg för att upprätthålla detta, antileptoner förintas och lämnar kvar liten rest av leptoner (framförallt elektroner & elektronneutriner) Universum nu p, n, e, ν e + fotoner n sönderfaller gradvis och lämnar överskott av protoner 17 / 21
Strålningseran 10s 380000år Universum domineras av fotoner Ogenomskinligt, fotoner sprids mot leptoner och hadroner 3min 20min: Big Bang Nukleosyntes temperaturen tillräckligt låg för att binda protoner och neutroner i 2 H kärnor (deuterium) 3 He, 4 He 6 Li, 7 Li Efter 20 minuter är temperatur & täthet för låga för fusion Massfördelning: protoner 76% 4 He kärnor 23% 2 H, 3 He, 7 Li 0% Från 70000år: täthetsvariationer i materian kan förstärkas p g a gravitationell attraktion början till strukturbildning (först kall mörk materia) 18 / 21
Rekombination 380000år Temperaturen nu så låg att elektroner kan bindas till atomkärnor i atomer Resultat: Väte och Helium (+ spårämnen) Materian elektriskt neutral fotoner kan färdas utan att spridas, universum genomskinligt Fotonerna frikopplas från materian, bildar kosmiska bakgrundsstrålningen (CMB) 19 / 21
Strukturbildning Variationerna i CMB återspeglar täthetsvariationer hos materian 380000år efter Big Bang Gravitationen nu för första gången den dominerande vxv för universums utveckling Ger upphov till storskaliga strukturer: galaxer, galaxhopar, superhopar 20 / 21
Vad känner vi inte till? Vad driver inflationen? antages vanligtvis vara en (skalär) partikel i en storförenad teori vilken partikel? hur ser detaljerna för inflationen ut? Vad består den mörka materian av? supersymmetriska teorier ger vissa lämpliga kandidater kanske kosmologiska & partikelfysikaliska experiment kan besvara detta Exakt vilken vakuumenergi ger upphov till den kosmologiska konstanten? 21 / 21