Pimeä energia Hannu Kurki-‐Suonio Kosmologian kesäkoulu 2015 Solvalla 27.5.2015 Friedmann-‐Robertson-‐Walker -‐malli •  homogeeninen ja isotrooppinen approksimaa>o maailmankaikkeudelle •  Havaintoihin sopii K = 0, oletetaan tämä •  Laajenemishistoria a(t) Friedmannin yhtälöt: laajenemishistoria => Energian jatkuvuusyhtälö Kaksi riippumatonta yhtälöä, kolme vapausasteGa a(t), ρ(t), p(t) Tilanyhtälö p = wρ
Epärela>vis>nen aine:
p = 0 => w = 0 Säteily: p = ρ/3 => w = 1/3 Tyhjiöenergia: p = -‐ρ => w = -‐1 Useita komponenGeja ρ = Σ ρi p = Σ wiρi Yleisemmin: w(t) = p(t)/ρ(t) tai wi(t) = pi(t)/ρi(t) Miksi pimeä energia? •  Tiedämme eGä on epärela>vis>sta aineGa (w = 0) ja säteilyä (w = 1/3) •  Miksi tarvitaan muuta? Havainnot! •  Hidastuva laajeneminen: ä < 0 ó ρ + 3p > 0 •  Kiihtyvä laajeneminen: ä > 0 ó ρ + 3p < 0 eli w < -‐1/3 Nobelin palkinto fysiikassa 2011 Saul PerlmuGer Brian Schmidt Adam Riess “Maailmankaikkeuden laajenemisen kiihtymisen havaitsemisesta kaukaisten supernovien avulla” Laajeneminen alkoi kiihtyä n. 5 mrd v siPen Pimeän energian ongelma •  HavaiGu, eGä maailmankaikkeuden laajeneminen kiihtyy •  Yleisen suhteellisuusteorian mukaan tämä edellyGää energiakompone\a, jolla on nega>ivinen paine (w < -‐1/3) •  Tätä kutsutaan pimeäksi energiaksi (tuntematon kenGä) •  Yksinkertaisin vaihtoehto: tyhjiöenergia eli kosmologinen vakio Λ (wΛ = -‐1)
Punasiirtymä hGp://www.astro.ucla.edu/~wright/doppler.htm •  Kaukaisten galaksien spektriviivat siirtyneet pidemmille aallonpituuksille λ
Hubblen laki Hubblen vakio λ0
Avaruuden laajeneminen => etäisyys galaksiin kasvaa nopeudella v = cz => v = H0r H0 = 67.8±0.9 km/s/Mpc [Planck 2015] ( 1 Mpc = 3.26 milj. valovuoGa) Hubblen vakio H0 on Hubblen parametrin H(t) tämänhetkinen arvo Universumin aine/energiakoostumus •  Jos oletamme, eGä pimeä energia on tyhjiöenergiaa: Tyhjiöenergia 69.2% Kylmä pimeä aine 26.0% Ordinary maGer 4.8% •  Galaksien punasiirtymä –  Valon kulkiessa laajenvassa ava-‐
ruudessa, sen aallonpituus venyy –  Galaksin punasiirtymä z tarkoiGaa, eGä avaruus on laajentunut tekijällä 1+z valon ollessa matkalla –  Se, kuinka pitkän matkan valo on eh>nyt kulkea (eli kuinka kaukana näemme galaksin), riippuu siitä kuinka kauan kes> laajeta näin paljon •  Tyypin 1a supernovat –  Täh>en räjähdyksiä –  Standardikyn\löitä: absoluu\nen kirkkaus (magnitudi M) kaikilla sama –  Näennäinen kirkkaus (magnitudi m) riippuu etäisyydestä Riess et al. 2004 Hubble Space Telescope Kuvien välillä 3 viikkoa A recent picture (Nov 13, 2000) from the Hubble Space Telescope (HST) of this supernova. Because it has signiﬁcantly beGer resolu>on than telescopes on the ground, HST can clearly separate the supernova and its host galaxy. Mikä vika tyhjiöenergiassa? •  Kvan\kenGäteoria: tyhjiössäkin kvan\ken\en nollapistevärähtelyä => tyhjiöenergia •  Saadaan tyhjiön energia>heys = 10120 kertaa havaiGu arvo •  “Teoree\sen fysiikan pahiten pieleen mennyt ennuste” •  Ken>es jokin luonnon symmetriaperiaate kumoaa tyhjiöenergian? Supersymmetria? •  Supersymmetria rikkoutunut matalilla energioilla –  uusi arvio: vain 1060 kertaa havaiGu arvo •  Jokin muu tuntematon symmetria? YhteensaPumaongelma •  Maailmankaikkeuden laajetessa, esim. alkuräjähdyksen ydinsynteesin jälkeen tekijällä 109 –  aine>heys laskee tekijällä 1027 –  tyhjiöenergian >heys pysyy vakiona –  olisi outo yhteensaGuma, eGä juuri meidän aikakautenamme näiden >heys on likimain sama (tekijän 2-‐3 sisällä) •  Kosmologit ajaGelevat, eGä olisi luonnollisempaa, eGä jonkin symmeriaperiaaGeen nojalla tyhjiöenergia häviäisi, ja pimeä energia olisi jotain muuta –  jokin tuntematon kenGä •  Ei hyviä ideoita –  yritetään ensin selviGää havainnoista pimeän energian ominaisuuden tarkemmin Pimeän energian Ulanyhtälö •  pDE(t) = wDE(t)ρDE(t) •  Laajenemislaki a(t) määräytyy w(t):stä •  Havaintojen äärellisen tarkkuuden vuoksi sovitetaan niihin yksinkertaisia yriGeitä: –  wDE = vakio •  Planck 2015: wDE = -‐1.02±0.08 –  wDE = w0 + wa(a0-‐a) –  wDE = wp + wa(ap-‐a) wDE = w0 + wa(a0-a)
Entä jos yleinen suhteellisuusteoria on väärässä? •  Vaa>mus pimeälle energialle seurasi havitusta laajenemisen kiihtyvyydestä ja Friedmannin yhtälöistä, jotka saa>in yleisestä suhteellisuusteoriasta •  Yleistä suhteellisuusteoriaa on testaGu pääasiassa aurinkokunnan miGakaavassa •  Entä jos painovoima käyGäytyy toisella tavalla hyvin suurilla etäisyyksillä? –  kosmologiset havainnot testaavat yleistä suhteellisuusteoriaa kosmologisilla etäisyyksillä –  laajenemisen kiihtyminen voidaan tulkita tes>n epäonnistumiseksi, koska pimeästä energiasta ei ole muuta näyGöä Miten muuPaa yleistä suhteellisuusteoriaa •  Yksinkertaisin vaihtoehto: kosmologinen vakio –  havaintojen kannalta kosmologinen vakio = tyhjiöenergia –  muGa konseptuaalises> eri asia: korjataan yhtälöitä vs. oletetaan uusi energialaji !ä$
3# & − Λ = −4π G( ρ + 3p)
"a%
•  Teoree\ses> ei sen houkuGelevampi selitys kuin tyhjiöenergia •  Monia ideoita miten muuGaa yleistä suhteellisuusteoriaa, muGa jälleen tarviGaisiin tarkempia havaintoja –  (parhaiten mo>voidut teorian modidikaa>ot eivät sovi yhteen nykyistenkään havaintojen kanssa) Pimeä energia vs modiﬁoitu suhteellisuusteoria •  Molemmat vaikuGavat laajenemislakiin a(t) •  MuGa miten eroGaa ne toisistaan? •  Yleisessä suhteellisuusteoriassa avaruuden laajeneminen vaikuGaa rakenteiden kasvuun –  painovoima vetää lisää aineGa aine>hentymiin –  laajeneminen hidastaa tätä •  Yleisen suhteellisuusteorian modiﬁkaa>o, joka antaa saman laajenemislain kuin pimeä energia, vaikuGaa rakenteiden kasvuun eri lailla Loppu