Introduktion till Kosmologi

Transkript

1 Introduktion till Kosmologi

2 Astropartikelfysik Från det allra minsta till det allra största Från

3 Universum inom vår horistont

4 Gravitationskraften finns överallt!

5 Einsteins gravitation: geometrisk tolkning Rummet kröks runt massiva kroppar, leder till krökta banor!

6 Ljusbanor Ljusbanor kröks i närheten av stjärnor och galaxer

7 1919: Einstein 1 Newton 0 stjärnor

8 Gravitationslinser: mörk materia!

9 Gravitationslinser

10 I feel like a prima donna

11 Nobelpriset 1921

12 Kosmologiska konstanten, Λ, A.Einstein (1917)

13 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

14 Dopplereffekten En ljuskälla som rör sig bort från oss, ser rödare ut. En ljuskälla som rör sig mot oss, ser blåare ut. Detta kan vi utnyttja för att mäta hastigheten på stjärnor, galaxer m.m. Rödförskjutning z = λ observerad λ utsänd λ utsänd z v r c (små v r )

15 Moderna kosmologin första genombrott (1929). Edwin Hubbles upptäckt: Universum expanderar! Hubble-lagen: v r = H 0 R

16 Universums expansion Universums Expansion

17 Hubbleparametern R(t 1 ) R(t 2 ) R = x a() t dr d a v = = ( x a) = x a = R = H0 R dt dt a a H 0 = a

18 Kosmologisk Rödförskjutning z= λobs λuts λ 1 + z = obs λuts λuts 1+ z = aobs auts

19

20

21 Universums expansion

22 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?

23 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 B d = 4πd 2 4πb

24 Standard Ljuskällor

25 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

26 Supernova av Typ Ia

27 Astronomiska avstånd Jorden-solen 8 ljusminuter Solen-vintergatans mitt ~ ljusår Mellan galaxer ~1-5 miljoner ljusår Mest avlägsna galaxer ~ miljarder ljusår! 1 ljusår = meter 1 parsec = ljusår

28 Nya uppskattningar av H 0 med hjälp av Typ Ia Supernovor Credits: Saurabh Jha

29 Supernova Cosmology Project (SCP) 1998: Supenova Cosmology Project (+ High-Z Team)

30 Bättre mätningar samma svar! 74% Mörk energi

31 Hubble satelliten: sedan 1990

32 Vi kan observera de mest avlägsna galaxer

33 Extremt skarpa bilder!

34 Det gäller att hitta avlägsna supernovor!

35 Det gäller att hitta avlägsna supernovor!

36 Den kosmologiska bakgrundsstrålningen

37 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 år gammalt. Observatörer Bakgrundsstrålningen Denna kosmiska bakgrundsstrålning skickades ut i alla riktningar. Vart vi än tittar i universum så ser vi det ljus som skickades ut i riktning mot oss för ca miljarder år sedan.

38 Kosmisk bakgrundsstrålning Kort historik Arno Penzias and Robert Wilson, Nobelpris 1978 Gamow förutsåg bakgrundsstrålningen 1946 Penzias och Wilson upptäckte den Fick nobelpris Dicke, Peebles, Roll och Wilkinson förklarar Penzias och Wilsons mätningar 1965.

39 Kosmisk bakgrundsstrålning temperaturstrålning COBE Från

40 Kosmisk bakgrundsstrålning COBE-DMR Bakgrundsstrålningen är i stort sett isotrop! Förstärker vi kontrasten 1000x så ser vi denna dipol. Detta är Dopplereffekten från jordens rörelse relativt bakgrundsstrålningen! Från Tar vi bort dipolen och förstärker kontrasten x ser vi fluktuationer i bakgrundsstrålningen själv! (Bandet i mitten är vår galax.)

41 Wilkinson Microwave Anisotropy Probe Skickades upp av NASA i juni Första årets data släpptes 11 februari Från

42 Kosmisk bakgrundsstrålning WMAP Dipolen från jordens rörelse och galaxens emission är borttagen. Från

43 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

44 Kosmisk bakgrundsstrålning Jämförelse med simuleringar Data Simuleringar för olika geometrier Vilken geometri stämmer bäst? slutet platt öppet

45 WMAP mäter rum-tidens krökning

46 Kosmologisk bakgrundsstrålning Amplitudspektrum från WMAP, CBI och Acbar Toppen ligger vid θ 1 Universums geometri är med andra ord väldigt nära platt

47 Från Universums utveckling

48 Sammanfattning Universum expanderar! Universum mycket tätt och hett för ca 14 miljarder år sedan. Trots lokala variationer är Universum mycket homogent på stora skalor (samma temperatur). Astronomiska mätningar används för att mäta Universums innehåll och geometri (rum-tidens krökning) Förutom strålning och materia finns Λ!