Modern Kosmologi
Från http://www.quarkstothecosmos.org/ Universums utveckling
Den kosmologiska standardmodellen Universum är homogent och isotropt. Robertson-Walker metrik Einsteins gravitationsteori I begynnelsen var universum hett och tätt och har efter det expanderat (Big Bang). Kommer expansionen att fortsätta för alltid?
Einsteins ekvationer G µν = Λg µν + 8πGT µν Rummets geometri - krökt, plant,... Saknar motsvarighet i Newtons gravitationslag Kosmologisk konstant - vakuumenergi (mörk energi) repulsion Energimomenttensor -energi - materia -strålning attraktion Universums totala energitäthet kan skrivas ρ tot = ρ materia + ρ vakuum
Kosmologisk Rödförskjutning z= λ observerad λ utsänd λ utsänd z vr c (små vr )
Hur mäter vi avstånd i universum? Med standardlinjaler Utnyttja känd storlek, r, och uppmätt vinkel, θ: d = r tan θ r θ θ r d Med standardljus Utnyttja känd ljusstyrka, B, och uppmätt ljusstyrka, b: b = B 4πd 2 d = B 4πb
Standard Ljuskällor
Astronomiska avstånd Jorden-solen 8 ljusminuter Solen-vintergatans mitt ~ 25000 ljusår Mellan galaxer ~1-5 miljoner ljusår Mest avlägsna galaxer ~ miljarder ljusår! 1 ljusår = 9.46 10 15 meter 1 parsec = 3.262 ljusår
Moderna kosmologin första genombrott (1929). Edwin Hubbles upptäckt: Universum expanderar! Hubble-lagen: v r = H 0 D
Universums expansion Universums Expansion
Hubbleparametern D = r a() t d a v = ( r a) = ra = D dt a a H 0 = a
Nya uppskattningar av H 0 med hjälp av Typ Ia Supernovor Credits: Saurabh Jha
Enkel modell för Typ Ia supernovor Binärt system där åtminstone en stjärna är en vit dvärg (C+O) Massöverföring till VD tills instabilitet nås: (M=M CH ); leder till en termisk kärnexplosion
Supernova av Typ Ia
Checks: cosmological redshift and SN brightness evolution The case for Type Ia Sne as standard candles Goldhaber et al. (2001)
Credit: G.Folatelli,G.Garavini,S.Nobili Further checks for SN evolution
Hur väger man Universum? Mät maximalt ljusflöde från avlägsna supernovor samt spektrallinjernas rödförskjutning (1+z= λ 0 /λ e ). För varje rödförskjutning z, ökar den uppmätta ljusstyrkan med universums masstäthet: tyngdkraftens bromsverkan gör att galaxerna inte kommer så långt ifrån varandra.
Men så var det Einsteins Λ också Om supernovorna ser ljussvaga ut kan det (också) bero på kosmologiska konstanten (Λ) som drar isär galaxerna: avståndet till supernovan ökar!
Astronomical magnitudes
In next (few) transparencies assume w =-1, i.e. ΩX = ΩΛ
Det gäller att hitta avlägsna supernovor!
Supernova Cosmology Project (SCP) 1998: Supenova Cosmology Project (+ High-Z Team)
Bättre mätningar samma svar!
Precision of SNIa method
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 1 Mpc = 3.3 10 6 ljusår = 3.1 10 22 meter Från http://www.astro.ucla.edu/~wright/cosmolog.htm
Universums geometri Inför den kritiska densiteten Universums storlek om Ω Λ =0 2D-analogi ρ krit ρ tot = ρ krit Då är universums geometri plan. storlek tid öppet Definiera nu Ω= ρ ρ krit storlek tid plant Ω = Ω materia + Ω vakuum storlek slutet = Ω m +Ω Λ tid Från http://www.astro.ucla.edu/~wright/cosmolog.htm
Universums geometri - illustration 2D-analogi Ω < 1 öppet Parallella linjer divergerar Ω = 1 plant Parallella linjer fortsätter parallellt Ω > 1 slutet Parallella linjer konvergerar Från http://www.astro.ucla.edu/~wright/cosmolog.htm
Universums geometri Universums utveckling bestäms av hur mycket energi och massa som finns vilken typ energin och massan är av Ω = mängden massa eller energi Ω total = Ω + Ω materia vakuum = Ω +Ω m Λ Attraktion Deceleration Repulsion Acceleration
Lokalt är tätheten i universum hög Ljuset avböjs i närheten av tunga kroppar
Exempel: ljusstrålar från avlägsna galaxer passerar i närheten av tunga galaxer
eller grupper av galaxer
Från Tyson, Bell Labs. 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.
Den kosmologiska bakgrundsstrålningen
Från http://www.quarkstothecosmos.org/ Universums utveckling
Kosmisk bakgrundsstrålning Kort historik Arno Penzias and Robert Wilson, Nobelpris 1978 Gamow förutsåg bakgrundsstrålningen 1946 1946 Penzias och och Wilson upptäckte den den 1965. Fick Fick nobelpris 1978. Dicke, Peebles, Roll Roll och och Wilkinson förklarar Penzias och och Wilsons mätningar 1965.
Principen för bakgrundsstrålningen Det synliga universum Gränsen för det synliga universum. Ges av hur långt ljuset har hunnit gå sedan universum bildades. Här blev universum genomskinligt för ljus. Universum var ca. 300 000 år gammalt. Observatörer Bakgrundsstrålningen Denna Denna kosmiska kosmiska bakgrundsstrålning bakgrundsstrålning skickades skickades ut ut i i alla alla riktningar. riktningar. Vart Vart vi vi än än tittar tittar i i universum universum så så ser ser vi vi det det ljus ljus som som skickades skickades ut ut i i riktning riktning mot mot oss oss för för ca. ca. 13.7 13.7 miljarder miljarder år år sedan. sedan.
Det elektromagnetiska spektrat
Kosmisk bakgrundsstrålning temperaturstrålning COBE Från http://space.gsfc.nasa.gov/astro/cobe
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 http://space.gsfc.nasa.gov/astro/cobe Tar Tar vi vi bort bort dipolen och och förstärker kontrasten 100 100000x 000x ser ser vi vi fluktuationer i i bakgrundsstrålningen själv! (Bandet i i mitten är är vår vår galax.)
Kosmologisk bakgrundsstrålning Hur uppstår fluktuationerna? Från Wayne Hu. Vi Vi har har en en balans mellan infall infall och och tryck. Oscillationer uppstår. Fotoner som som kommer från från täta täta (heta) områden har har högre energi än än de de som som kommer från från glesa glesa (kalla) områden. Det Det typiska avståndet mellan heta heta och och kalla kalla områden på på himlen är är ca. ca. 1. 1. Detta avstånd fungerar som som en en standardlinjal och och den den exakta vinkeln beror på på universums geometri!
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 Från Wayne Hu.
Wilkinson Microwave Anisotropy Probe Skickades upp av NASA i juni 2001. Första årets data släpptes 11 februari 2003. Från http://map.gsfc.nasa.gov
Kosmisk bakgrundsstrålning WMAP Dipolen från jordens rörelse och galaxens emission är borttagen. Från http://map.gsfc.nasa.gov
Kosmisk bakgrundsstrålning mätt med ballonger Boomerang-flygning 1998 Flygs runt Antarktis. En rundflygning tar ca. 2 veckor. Från http://www.physics.ucsb.edu/~boomerang
Kosmisk bakgrundsstrålning Boomerangs himmelsbild Om våra ögon kunde se mikrovågor så skulle himlen se ut ungefär så här! Från http://www.physics.ucsb.edu/~boomerang
Kosmisk bakgrundsstrålning Jämförelse med simuleringar slutet platt öppet Data Simuleringar för olika geometrier Vilken geometri stämmer bäst?
Kosmologisk bakgrundsstrålning Amplitudspektrum från WMAP, CBI och Acbar Toppen ligger vid θ 1 Universums geometri är med andra ord väldigt nära platt
Big Future Projects LSST: 8-meter class telescope with 10 sq.degrees FOV JDEM: satellite mission:~2-meter class telescope reaching NIR. Either optical+nir imaging + spectrosocopy (SNAP) or NIR optical+spectrsocopy (JEDI) NIR grism (DESTINY) It s all about minimizing the systematics and (hopefully!) sharpen the standard candle by comparing like to like Time scales ~10 years from now! Exact time for JDEM unknown but highest priority among Beyond Einstein Probes
SNAP: probing Dark Energy models
Sammanfattning Observationell kosmologi: precisionsvetenskap! ~95% av universum är mörk : 75% Mörk energi; 20% Mörk materia Förståelsen av vad dessa har troligen implikationer för hur relativitetsteorin och kvantmekaniken bör flätas ihop! Fantastisk utveckling på experimentens precision Kanske vi vet svaren inom ~10 år!