Uitdijing van het heelal

Transcriptie

1 Uitdijing van het heelal Zijn we centrum van de expansie? Nee Alles beweegt weg van al de rest: Alle afstanden worden groter met zelfde factor a(t) a 4 2 4a 2a H

2 Uitdijing van het heelal (da/dt) 2 0 a(t) da/dt const C > 0 C = 0 da/dt 0 a(t) C < 0 keerpunt OERKNAL Tijd

3 De kritische dichtheid Kritische dichtheid is grens tussen heelal dat terug ineenklapt, en oneindige expansie Waarde: kg m -3 (~5 H atomen /m 3 ) Notatie: Ω ρ/ρ crit

4 Heelal met kritische dichtheid Ω=1 H 0 =70 t 0 ~10 miljard jaar Leeftijden van bolhopen zijn ~14 mljd jr!?

5 De leeftijd van het heelal Hubble const is de huidige waarde van da/dt Verschillende Ω geven verschillende vormen a(t) Dus verschillende extrapolatie naar t=0 Oudste sterren Ω=1: t 0 =2/(3H 0 ) Ω=0: t 0 =1/H 0 Ω>1: t 0 <2/(3H 0 )

6 Relativistische cosmologie Formule voor a(t) geldt ook in algemene relativiteitstheorie (GR). Massa veroorzaakt kromming van de ruimte Te meten door hoeken van een driehoek op te tellen: >180 : positieve kromming (bol) =180 : vlak <180 : negatieve kromming (zadel) GR: dichtheid gerelateerd aan kromming kritische dichtheid: vlak Hoger: positieve kromming (eindig heelal) gesloten Lager: negatieve kromming (oneindig heelal) open

7 De Cosmologische constante Einsteinvergelijking: Kromming van ruimte-tijd = energiedichtheid + Λ Geeft extra term in expansievergelijking Bij grote a domineert Λ term: exponentiele expansie a(t) Een open heelal kan nu toch vlakke geometrie hebben

8 Cosmologische roodverschuiving Roodverschuiving van licht 1+z = λ waarneming /λ emissie = 1 + δλ / λ Verschillende manieren om roodverschuiving te interpreteren: Doppler-effekt z = V / c = H 0 D / c = H 0 δt t emissie - t waarneming Expansie van golflengte met heelal z = a 0 /a(t)-1 = δa ~ da/dt δt = H 0 δt Beide zijn correct! Roodverschuivings-survey = terugkijken in tijd, toen heelal factor (1+z) kleiner was.

9 Supernova-afstanden Ook de piek helderheid van supernovae kan gebruikt worden als een standaard. Blijkt nauwkeurig te calibreren Grote helderheid, dus tot heel ver te gebruiken Riess et al 1996, ApJ 473, 88

10 Deceleratie van het heelal Afhankelijk van Ω, wordt de expansie snel of langzaam afgeremd Lage dichtheid: weinig deceleratie Hoge dichtheid: sterkere deceleratie Kan worden gemeten door de Hubble relatie op grote afstand te bepalen

11 Roodverschuiving (grootte nu/toen 1) acceleratie Deceleratie van het heelal?! acceleratie Helderheid = afstand = tijd geleden deceleratie

12 Supernovae en cosmologie Supernovae suggereren acceleratie van de expansie Dus geen afremmende aantrekking, maar een soort druk Donkere Energie Cosmologische constante in Einstein vgl Of nieuwe soort energie in het vacuum Puzzel voor fundamentele fysica!

13 Leeftijd van het heelal (II) Acceleratie: Hubble constante was vroeger kleiner Meer tijd sinds de oerknal Ω<1, met Λ Past beter met de leeftijden van sterren Ω=0, 1, 2

14 Gewone materie (barionen) Kernreacties in vroege heelal maken de lichte elementen H, He, Li, Be, uit oorspronkelijke protonen en neutronen Dit gebeurt in uitdijend heelal, waarin dichtheid en temperatuur voortdurend dalen Op zeker moment zijn temperatuur en dichtheid zo laag dat reactietijd langer wordt dan de gemiddelde tijd tussen botsingen van deeltjes en/of fotonen: reactie stopt De kernproductie die uit de oerknal voortkwam is dus een gevoelige indicator voor de dichtheid van neutronen en protonen in het vroege heelal Conclusie van berekeningen: `normale materie is slechts 4% van de critische dichtheid.

15 Donkere materie Massas van clusters geven M/L verhoudingen rond de 300. Dat is ongeveer 30% van de critische dichtheid. 30% >> 4%! Het heelal bestaat dus grotendeels uit donkere, nietbarionische materie De donkere materie zorgt voor de vorming van groteschaal structuur Klopt zelfs in detail als je aanneemt dat de donkere materie `koud is, dwz lage snelheden! Enorme computersimulaties

16 Donkere materie in cosmologie Ten opzichte van algemene uitdijing lopen de hogedichtheid gebieden wat achter, hun dichtheid wordt groter t.o.v. omgeving Dus clusters vallen uit de expansie Vormen eerst, daarna blijven ze materie uit omgeving aantrekken Patroon van stroming langs filamenten naar clusters (afwijkingen van de Hubble-stroom) Donkere materie is nodig om structuur te vormen Sterkte van de afwijkingen is een maat van Ω Resultaat: Ω ~ 0.3

17 De Kosmische Achtergrondstraling (CMB) Voorspeld ~1940, ontdekt ~1965 Koude (T~2.76 K) zwartlichaamstraling uit de hemel. Stamt van de tijd dat straling en materie sterk gekoppeld waren (veel interacties), in een heet plasma. T (1+z) Sinds roodverschuiving ~ 1100 is het heelal transparant voor deze straling (meeste H is dan neutraal, geen vrije electronen) Vormt dus een beeld van heelal op z=1100 Kleine temperatuurfluctuaties, als gevolg van dichtheidsfluctuaties toen

18 COBE (COsmic Background Explorer) Temperatuurvariaties ~ 0.1% Dipool = effekt van onze beweging t.o.v. Hubble stroming Minus dipool : Galactisch vlak nog zichtbaar Minus Galactisch vlak : Temperatuurvariaties ~ 0.001%

19 Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) 30x scherper beeld dan COBE Bevestigt de grote-schaal metingen van COBE

20 CMB fluctuatie spectrum = sterkte van fluctuaties op verschillende schaal aan de hemel Reeks van pieken, op verschillende schaal Eerste piek = hoekgrootte van heelal op z=1100

21 Bepalen van Ω en Λ Combinatie van de informatie uit supernovae, en uit CMB spectrum Wijst op een heelal met 70% donkere energie (Λ), 26% donkere materie, en 4% normale materie Combinatie perfect vlak! Bijna alles bestaat dus uit onbekende fysica!

22 Inflatie Twee verrassingen: Het heelal is vlak Niet-vlakke geometrie wordt steeds gekromder Het heelal is erg homogeen op grote schaal Maar we hebben nu pas voor het eerst contact met de verste melkwegstelsels Een vroege periode van snelle expansie inflatie lost beide problemen op

23 Informatie kan niet sneller reizen dan licht Eerste contact met D Afstand signaal van t~0 (snelheid c) A Licht dat we nu waarnemen wij nu B C D Horizons Stelsels in uitdijend heelal Tijd We zien A toen het nog geen contact met ons gehad kon hebben We zien B toen dit contact net begon Bij C en D was contact al mogelijk Hoe kan het dat het heelal op hoge z toch homogeen is?

24 Inflatie vergroot de horizon Aan het begin een accelererende expansie Hier was wel contact mogelijk Contact mogelijk in het vroege heelal Dus homogeniteit is te verwachten

25 Inflatie en kromming Inflatie blaast heelal op en verlaagt zo de kromming. Dus een vlak heelal is natuurlijke uitkomst Fysica van inflatie?? Fase-overgang in het vacuum waarbij energie vrijkomt (analoog aan smelten van een kristal) Deze `vacuum energie is een soort druk, met zelfde effect als een cosmologische constante

26 Samenvatting Heelal begon ca. 14 miljard jaar geleden in hete oerknal In het heel vroege heelal was er een periode van exponentiele inflatie, die het heelal een vlakke geometrie gaf Bij het uitdijen daalden temperatuur en dichtheid, tot uiteindelijk atoomkernen gevormd werden ( first 3 minutes ) (T~10 9 K) Plasma wordt doorzichtig bij z~1100 (T~3000K, 300,000 jaar) Grote-schaal structuur begint te vormen in de donkere materie vanaf z~10 (~ miljard jaar) Melkwegstelsels vormen vanaf zelfde tijd

27 Oneindige uitdijing Afkoeling Toekomst? Stervorming loopt dood, veel dode sterren over Verdampen heel, heel traag Uiteindelijk een ijl, structuurloos heelal