1. No category

7
Kosmologi
Kosmologin söker svar bl.a. på:
• Hur uppkom universum?
• Hur gammalt är universum?
• Hur är materian och energin fördelad?
• Hur uppkom elementarpartiklarna?
• Hur uppkom grundämnena?
• Hurdan är universums framtid?
Kosmologiska principen: Universum
är homogent och isotropiskt ⇒ Universum ser ∼ likadant ut oberoende av
observationspunkten.
Observationer av
galaxer och galaxhopars fördelning
⇒ kosmologiska
principen gäller.
135
Vägen till den moderna kosmologin:
• Olbers’ paradox (H. W. Olbers, 17571840): Om universum är oändligt
och materian är jämt fördelad ⇒
En stråle i vilken som helst riktning
träffar alltid en stjärna ⇒ Hela natthimmelen borde lysa lika klart som solen.
Hur kan natthimmelen
vara mörk?
Lösning på paradoxen:
Universum har en
ändlig ålder.
• Albert Einstein (1920-talet): Ett statiskt
universum kollapsar av gravitationen ⇒ Kosmologiska konstanten (Λ).
• Georges Lemaitre (1927): Expanderande
universum ⇒ Behövs ingen Λ.
• Edwin Hubble (1929): Galaxernas
rödförskjutning större ju mer avlägsna
de är ⇒ Universum expanderar.
• Fritz Zwicky (1934): Mörk materia
136
• George Gamow (1948): Big-bang modellen.
• Arno Penzias och Rober Wilson (1964):
Upptäckt av den kosmiska bakgrundstrålningen
• Stephen Hawking, Steven Weinberg,
Alan Guth mm. (1960-80 -talen):
Nogrannare beskrivning av Big-bang
-händelseförloppet, inflationsteorin
mm.
• Saul Perlmutter, Adam Riess, Brian
Schmidt mm. (1998): Accelererande
utvidgning av universum ⇒ mörk
energi?
• COBE, WMAP och Planck -satelliterna
(1990-2010 -talen): Noggranna uppskattningar för universums ålder och
andra parametrar.
Nuvarande standardmodellen: Λ-CDM,
dvs. kosmologisk konstant (Λ) & mörk
materia (Cold Dark Matter.)
137
Den moderna kosmologins observationer:
1. Universum utvidgas
enligt Hubbles lag
z = (H/c)r, där z är
rödförskjutningen och
H ≈ 70 kms−1Mpc−1.
2. Överallt finns en termisk
2.7 K bakgrundsstrålning.
3. Materien och strålningen
är isotropisk.
4. Inga stjärnor är äldre än
13-14 miljarder år.
5. Väte- och helium förekommer i ungefär lika stora mängder överallt i universum.
6. De äldsta radioaktiva isotoperna är
mindre än ca 14 miljarder år gamla.
7. Galaxernas fördelning verkar vara
lika överallt i universum.
8. Evolutionseffekter syns på galaxer
på stora avstånd (dvs. bakåt i tiden).
138
7.1
Universums geometri
För att beskriva universums geometri
krävs (minst) fyra dimensioner, dvs.
rymd- och tidskoordinater. Geometrin
beror av densitetsparametern
ρmedel
Ω0 =
.
ρkritisk
Universum kan vara (Friedmanns modeller):
• sfäriskt, Ω0 > 1
• hyperboliskt, Ω0 < 1
• euklidiskt ("platt"),
Ω0 = 1
Ett platt och hyperboliskt universum är
öppet (oändligt) medan
ett sfäriskt universum är slutet.(Bild:
NASA)
139
Kosmologisk test för att avgöra om
universum är öppet eller slutet:
1. Medeldensitet: Om densiteten överstiger den kritiska densiteten är universum slutet.
2. Magnitud - rödförskjutning: I ett
slutet universum verkar galaxer med
stor rödförskjutning att lysa starkare.
3. Vinkeldiameter - rödförskjutning: I
ett slutet universum ser avlägsna
galaxer större ut.
4. Halten av deuterium: Liten halt av
deuterium ⇒ större kosmologisk densitet.
5. Ålder: Ett slutet universum är yngre.
6. Fluktuationer i bakgrundsstrålningen: Vinkelstorleken på fluktuationerna ⇒ modell för universums struktur.
140
Nuvarande observationer (bl.a. WMAP):
• Universum är öppet
• Universums densitet ≈ kritiska densiteteten
• Universums utvidgning accelerar
• Universums energi består av:
– mörk energi (74 %)
– mörk materia (22 %),
– "vanlig" materia (4 %)
Öppna frågor:
• Vad är mörk materia?: Galaxernas rörelser
visar att det finns stora mängder
materia som inte strålar. Är den
mörka materian svagt växelverkande
icke-baryoniska partiklar (WIMP)?
• Vad är mörk energi?: Observationer
antyder att universums utvidgning
accelererar, vilket man i teorier åstadkommer med att den kosmologisk
konstanten Λ 6= 0, dvs. mörk energi.
141
7.2
Universums uppkomst
Den fortfarande gällande teorin är Big
bang (= ursmällen), som dock ständigt
modifieras.
• Universums ålder är ca 13.7 miljarder år.
• Universum utvidgas ⇒ om man räknar bakåt i tiden till för ca 14 miljarder år sedan var universum enormt
komprimerat och hett.
⇒ Big bang -teorin: Universum uppkom för ca 14 miljarder år sedan och
har sedan dess utvidgats. Teoretiska
beräkningar sträcker sig till tiden 10−43
s efter ursmällen.
Unversums uppkomst från tiden t = 0:
• 10−43 s, Planck-tiden: Vad som hände
före denna tid är inte möjligt att
beskriva ⇐ Heisenbergs osäkerhetsrelation.
142
• 10−35 − 10−31 s: Symmetribrott ⇒ ett
litet överskott av materia jämfört
med antimateria. Inflation: Fasförändring ⇒ mycket snabb utvidgning.
Lokala inhomegeniteter ⇒ grunden
för uppkomsten av galaxer.
• 10−12 − 10−6: Kvark-epoken: Temperaturen sjunkit så att kvarkar består.
• 10−6−10−1s: Protoner och neutroner
består. 99.9999999 % av materian
annihileras, 10−7 % kvar.
• ca 1 s: Temperaturen har sjunkit
så att elektroner kan bestå.
• ca 200 s: He-kärnor
uppkommer. Heliumhalten bestäms av
mängden neutroner
som sönderföll innan
de blev fångade i
heliumkärnor ⇒ väte och B−b nukleosyntes
helium förekommer i förhållandet
3:1.
143
• Ca 380 000 år:
– Universums temperatur ca 3000
K, väteatomer bildas ⇒ strålningen absorberas inte effektivt ⇒
universum blir "genomskinligt".
– Bakgrundsstrålningen "frisläpps"
– Materian klumpar sig kring "gjutfel" som uppkom vid inflationen
⇒ förstadier till galaxer. (Bild:
Nasa)
144
Bakgrundsstrålningen observerad med
↓COBE och WMAPց.
– Bakgrundsstrålningen är inte helt
homogen: Små fluktuationer visar
var materian var mera koncentrerad. Kring dessa koncentrationer uppkom galaxerna.
• Ca 100 miljoner år: Galaxerna bildas. De första stjärnorna bestående
endast av väte och helium (samt
lite litium) uppkommer. Övriga grundämnen bildas i stjärnorna och sprids
genom supernovor.
• Ca 2 miljarder år: Massiva svarta
hål, som samlar materia, har bildats i centrum av galaxerna ⇒ kvasarer.
• "Nutid": Stjärnproduktionen har
minskat. I de flesta stora galaxer
har aktiviteten i kärnan minskat.
145
Tids-schema för universums utveckling
(NASA/WMPA)
146
Mera öppna frågor:
• Kan man sammanföra gravitationen,
den elektromagnetiska kraften och
kärnkrafterna (stark och svag växelverkan) i en universalteori?
• Hur många dimensioner behövs för
att förklara universum?
• Gäller naturlagarna lika överallt?
• Är vi en del av ett multiversum?
Sex-dimensionella Calabi-Yau former, från
Rick Groleau: "Imagining Other Dimensions"
(The elegant universe)
147
7.3
Universums framtid
Universums framtid bestäms av dess
densitet, dvs. om universum är öppet
eller slutet:
• Om densiteten skulle vara tillräckligt stor skulle universum dra ihop
sig i en "big crunch" (= stora krossen).
• I annat fall kommer utvidgningen
att fortsätta i all oändlighet.
• Nuvarande observationer antyder att
universums utvidgninig fortsätter och
accelererar.
• Ett öppet universum passar även
bäst in i vår uppfattning om universums uppkomst (inflations-teorin
mm.).
148
Ett expanderande universum:
• Alternativ I “värmedöden”
– Stjärnproduktionen minskar: Efter
1014 år har alla stjärnor brunnit
slut ⇒ universum blir mörkt
– Efter 1027 år har massiva svarta
hål bildats i galaxerna
– Efter 1090 − 10150 år har de svarta
hålen "avdunstat" p.g.a. Hawkingstrålningen
26
10
år bara strålning kvar
– Efter 10
• Alternativ II “stora rivet” (big rip)
– Om universums expansion accelererar tillräckligt fort kommer allt
till slut att rivas sönder
– Processen går gradvis, först splittras galaxhoparna, sedan galaxerna,
solsystemet och till sist atomerna
– Om och när det händer beror på
kosmologiska parametrar, vars värden inte är kända
149
7.4
Sammanfattning av universums historia (expanderande men utan “big
rip”)
Tid
0
< 10−43 s
10−35 − 10−31 s
10−6 − 10−1 s
ca 1 s
200 s
380000 år
Händelse
Ursmällen
Planck-tiden, alla 4 krafter en?
Inflation
Protoner och neutroner bildas
Elektroner bildas
Nukleosyntes
Universum blir genomskinligt,
bakgrundstrålningen uppkommer
1 · 108 år
Första stjärnorna bildas
9 · 109 år
Solsystemet bildas
9 · 109 år
Utvidgningen av universum
börjar accelerera
14 · 109 år
Nutid
1011 år
Nuvarande stjärnor brunnit slut
1014 år
Stjärnornas tidevarv slut
1027 år
Massiva svarta hålens tidevarv
1036 år
Protonernas halveringstid (?)
1040 år
Inga protoner mera
1090 − 10150 år Svarta hålen har "avdunstat"
26
> 1010 år Bara strålning kvar
150
Bilaga 1.
WWW-sidor:
Institutionen för fysik, HU
Tuorla observatorium
Finlands ESO-Centrum
Meteorologiska institutet
Tähtitieteellinen yhdistys Ursa
Astronomi vid Uppsala universitet
Nordic Optical Telescope
European Southern Observatory
Hubble Space Telescope
European Space Aganecy
NASA
151
www.physics.helsinki.fi
www.astro.utu.fi
finca.utu.fi
www.fmi.fi
www.ursa.fi
www.astro.uu.se
www.not.iac.es
www.eso.org
www.stsci.edu
www.esa.int
www.nasa.gov