Pimeä energia
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
© Copyright 2024