Moderni fysiikka kevät 2011

Transkriptio

1 Moderni fysiikka kevät 2011 Luennot maanantaisin ja tiistaisin 12-14, D101 Syksy Räsänen: C326 Laskuharjoitukset (25% arvosanasta) Timo Rüppell ja Olli Taanila (A323) Neljä ryhmää: & (E205), & (E206), alkaen Tehtävät ilmestyvät kotisivulle viimeistään edellisen viikon tiistaina Sähköpostiosoitteet: Kaikki tärkeä kurssia koskeva tieto löytyy kotisivulta luentojen pdf-versiot, kotitehtävät, ajankohtaiset ilmoitukset 1

2 MODERNI FYSIIKKA kosmologia synty 1920-luvulla, täsmätieteeksi 1990-luvulla paljon havaintoja viimeisten 20 vuoden aikana pimeä aine, pimeä energia, inflaatio kvanttimekaniikka synty pohja elektroniikalle, modernille kemialle,... hiukkasfysiikka kvanttikenttäteoria: QED 40-luvulla Standardimalli 1970-luvulla supersymmetria, GUTit, säieteoria,... uutta dataa LHC:stä juuri nyt! kvantti/hiukkasfysiikka yleinen suhteellisuusteoria klassinen mekaniikka + kvanttifysiikka suppea suhteellisuusteoria + kvanttifysiikka 2

3 Kurssi on pääosin semikvantitatiivinen tuskin mitään johdetaan perusperiaatteista Lisätietoja: Kosmologia: Andrew Liddle, "An Introduction to Modern Cosmology" (alkuosa) John A. Peacock, "Cosmological Physics" (alkuosa) Matts Roos, "Introduction to Cosmology" Kvanttimekaniikka Daniel Greenberger and Anton Zeilinger,"Quantum theory: still crazy after these years", Physics World, September 1995 Max Tegmark and John A. Wheeler, "100 Years of Quantum Mysteries", Scientific American, February 2001 Barbara M. Terhal, Michael M. Wolf, and Andrew C. Doherty, "Quantum Entanglement: A Modern Perspective", Physics Today, April 2003 QED Richard Feynman: QED, valon ja aineen ihmeellinen teoria, Art House, 1991 Maalampi-Perko: Lyhyt modernin fysiikan johdatus", sisältää pienen osan kurssilla käsiteltävistä asioista 3

4 KOSMOLOGIA 1915: yleinen suhteellisuusteoria 1917: Einsteinin staattinen universumi 1922: Friedmannin teoreettinen laajeneva maailmankaikkeus 1929: Hubble: maailmankaikkeuden laajeneminen havaittu 1948: Gamow et al: Big Bang nukleosynteesi (kevyiden alkuaineiden synty) 1965: 3 K taustasäteily eli kosminen mikroaaltotausta (CMB) (Penzias ja Wilson, Nobel-palkinto 1978) 1992: COBE-satelliitti: CMB:n spektri ja anisotropia (Mather ja Smoot, Nobel-palkinto 2006; ks. H. Kurki-Suonio, Arkhimedes 5/2006) 1998: High-z Supernova Search Team ja Supernova Cosmology Project: tyypin Ia supernovahavainnot: kiihtyvä laajeneminen havaittu 2003: WMAP-satellitti: CMB:n anisotropian täsmämittaus 2003: 2-degree Field Galaxy Redshift Survey (2dFGRS) ja Sloan Digital Sky Survey (SDSS): miljoonia galakseja 2013: Planck 4

5 Mikroaaltotausta: COBE 1992 Kiertoradalle 1989 Havainnot julki 1992 Nobel-palkinto 2006: Mather ja Smoot Kolme instrumenttia: DIRBE: pölyä ja galakseja FIRAS: CMB:n spektri DMR: CMB:n anisotropia 5

6 Mikroaaltotausta: COBE 1992 FIRAS: CMB:n spektri DMR: CMB:n anisotropia the COBE-project can also be regarded as the starting point for cosmology as a precision science ( 6

7 Mikroaaltotausta: WMAP

8 Mikroaaltotausta: Planck

9 Suuren mittakaavan rakenne arxiv:astro-ph/ , Nature 440:

10 Tyyppi Ia supernova harvard.edu Ei aivan standardikynttilöitä, mutta melkein! 10

11 Tyypin Ia supernova 11

12 Kosmologian aikakaudet t ( E -2 ) E Tapahtuma 14 Gyr 10-3 ev tänään 10 Gyr 10-3 ev laajeneminen kiihtyy (pimeä energia?) 400 Myr 10-2 ev reionisaatio 40 Myr ev ensimmäiset rakenteet yr 0.1 ev valo ja aine eroavat yr 1 ev materia saa säteilyn kiinni 3-30 min 0.1 MeV Big Bang Nucleosynthesis 10-5 s 100 MeV QCD-faasitransitio (?) s 100 GeV sähköheikko faasitransitio (?) s GeV baryogenesis? s GeV inflaatio? s GeV kvanttigravitaatio? 12

13 Avaruuden museo valon nopeus on vain km/s: kun katsotaan kauas, katsotaan samalla menneisyyteen KUU on noin 1 s päässä menneisyydessä AURINKO on noin 8 minuutin päässä ANDROMEDAN GALAKSI on 2.5 miljoonan vuoden päässä VIIMEISEN SIRONNAN PINTA on noin 13 miljardin vuoden päässä 13

14 Välinäytös: kuinka monta metriä on yksi sekunti Valonnopeuden kirjoittamisesta joka paikkaan on riesaa. Suhteellisuusteoriassa aika on vain yksi aika-avaruuden suunnista. Miksi käyttää eri yksiköitä eri suunnille? (Vrt. sylet ja merimailit!) Valitaan yksiköt siten, että c=1. Toisin sanoen m = 1 s. ds 2 =!c 2 dt 2 + dx 2 + dy 2 + dz 2 " ds 2 =!dt 2 + dx 2 + dy 2 + dz 2 Vastaavasti energian, massa ja liikemäärän yksiköt ovat samat E 2 = m 2 c 4 + p 2 c 2! E 2 = m 2 + p 2 14

15 Teoria: Friedmann-(Lemaître)- Robertson-Walker-malli avaruus on homogeeninen ja isotrooppinen ennustaa avaruuden laajenemisen ennustaa alkuräjähdyksen, jossa aika ja avaruus alkavat laajeneminen ja ikä liittyvät ainesisältöön 15

16 Edwin Hubble : Linnunradan ulkopuolella on galakseja Andromedan galaksista löytyi kefeidejä = muuttuvia tähtiä, joiden kirkkaus riippuu periodista ja mutta on tietyllä periodilla aina sama standardikynttilä etäisyys Andromedaan : galaksien lähettämä valo punasiirtyy sitä enemmän, mitä kauempana ne ovat AVARUUS LAAJENEE 16

17 Hubblen laki v=hd vuonna 1929 Maailmankaikkeus laajenee! (Huom: y-akselin yksiköt ovat km/s!) 17

18 Hubblen laki v=hd vuonna

19 19

20 Friedmann(-Lemaître)-Robertson-Walker-malli Havainnot: avaruus statistisesti homogeeninen ja isotrooppinen Malli: avaruus eksaktisti homogeeninen ja isotrooppinen 20

21 Friedmann(-Lemaître)-Robertson-Walker-metriikka Yleisin mahdollinen eksaktisti homogeeninen ja isotrooppinen metriikka: ds 2 =!c 2 dt 2 + a(t) 2 " $ K 1+ # 4 r2 2 % (dx2 + dy 2 + dz 2 ) ' & =!c 2 dt 2 + a(t) 2 dr "1! 2 Kr + % $ 2 r2 d( 2 ' # & avaruuden kaarevuus universumin skaalatekijä Aika-avaruuden kaarevuudella on FRW-metriikassa kaksi puolta: 1) Avaruuden kaarevuus ( ulkoinen kaarevuus ), jota kuvaa vakio K 2) Avaruuden laajeneminen ( sisäinen kaarevuus ), jota kuvaa funktio a(t) 21

22 Friedmann(-Lemaître)-Robertson-Walker-metriikka Siivun t=t 0 =vakio (eli avaruuden) metriikka: ds 2 = a(t 0 ) 2! # K 1+ " 4 r2 2 $ (dx2 + dy 2 + dz 2 ) & % = a(t 0 ) 2 dr!1' 2 Kr + $ # 2 r2 d( 2 & " % Kolme vaihtoehtoa: 1) K=0: euklidinen avaruus (ääretön): tasainen eli laakea 2) K>0: kolmiulotteinen pallopinta (äärellinen): suljettu 3) K<0: kolmiulotteinen hyperbolinen pinta (ääretön): avoin 22

23 Kaksiulotteinen analogia 23

24 Maailmankaikkeus laajenee Rajoitutaan tapaukseen K=0. (Harjoituksissa käydään läpi K>0 ja K<0!) ds 2 =!dt 2 + a(t) 2 (dx 2 + dy 2 + dz 2 ) Etäisyys pinnalla t=vakio: l = a(t)x koordinaattietäisyys Δx = vakio fysikaalinen etäisyys d(t) = Δx a(t) 24

25 Hubblen lain teoreettinen selitys Etäisyys pinnalla t=vakio: l = a(t)x Näennäinen nopeus, jolla pisteet etääntyvät toisistaan:!l =!ax = Hax = Hl Hubblen laki Hubblen parametrin tämänhetkinen arvo: H 0 = (74 ± 4) km s! Mpc 25

26 Pienet gravitaation sitomat rakenteet eivät laajene aurinkokunta ei laajene galaksit eivät laajene galaksiryhmät eivät laajene galaksit sidottu gravitaatiolla galaksiryhmiin galaksiryhmien välinen tila laajenee 26

27 Entäpä valon kulku? Rajoitutaan tapaukseen K=0. ds 2 =!dt 2 + a(t) 2 (dx 2 + dy 2 + dz 2 ) =!dt 2 + a(t) 2 ( dr 2 + r 2 d" 2 ) ds 2 = 0 Kaikki suunnat samanarvoisia: tarkastellaan liikettä x-akselin suunnassa: 0 =!dt 2 + a(t) 2 dx 2 " dx = dt a(t) " #x = $ dx = x x 0 t $ t 0 dt a(t)! d = a"x = a(t) t # t 0 dt a(t) Jos avaruus laajenee, valo kulkee ajassa t pidemmän tai lyhyemmän matkan kuin ct! 27

28 AVARUUDEN LAAJENEMINEN PUNASIIRTYMÄ t 1 = t läh Kaikkien hiukkasten liikemäärä hiipuu laajenemisen myötä: p!1/ a Fotoneilla on vain liike-energiaa: E = p = h! = hf t 2 = t hav Fotonien taajuus pienenee ja aallonpituus venyy: Määritellään punasiirtymä: z!! hav "! läh! läh #1+ z $1/ a!! a E! f!1/ a Punasiirtymä on käytännöllinen kosmisen ajan mittari. Spektriviivoista voidaan päätellä λ läh. 28

29 Yleisen suhteellisuusteorian dynaaminen universumi Aineen ominaisuudet määräävät aika-avaruuden muodon: G µ! [metriikka] = 8!G N T µ! [aine] Einsteinin tensori energia-impulssitensori Einsteinin yhtälö = differentiaaliyhtälö metriikalle g µν Kun tiedetään, millaista ainetta maailmankaikkeudessa on, sen geometria voidaan periaatteessa laskea Mikä on universumin ainesisältö ja miten se on jakautunut maailmankaikkeuteen? (kvanttikenttäteoria + kosmologiset havainnot) 29

30 Maailmankaikkeuden dynamiikkaa Yleisessä suhteellisuusteoriassa on kaksi osaa: 1) Gravitaatio on aika-avaruuden geometrian ilmentymä 2) Einsteinin yhtälö G!" = 8#G N T!" FRW-metriikka + Einsteinin yhtälö = FRW-yhtälöt 30

31 Friedmann-Robertson-Walker-yhtälöt 3! a 2 a 2 = 8!G N!! 3 K a 2 3!! a a =!4!G N (! + 3p)!! + 3! a a! + p ( ) = 0 Friedmannin yhtälö FRW-yhtälöt määräävät maailmankaikkeuden kehityksen. Kolme vapausastetta: a(t), ρ(t), p(t) Kolme yhtälöä, mutta yksi näistä voidaan johtaa muista kahdesta. Tarvitaan vielä tilanyhtälö, joka liittää p:n ja ρ:n toisiinsa. (Eli kertoo, millaista aine on.) 31

32 Kosmologinen vakio Kun Einstein huomasi, että hänen kenttäyhtälönsä ennustavat joko laajenevan tai romahtavan universumin, hän päätti lisätä yhtälöihin termin, joka pitäisi maailmankaikkeuden staattisena. G!" = 8#G N T!" G!" = 8#G N T!" +!g!" kosmologinen vakio Hubble osoitti 1929 galaksihavainnoilla, että universumi todella laajenee. Tällöin Einstein kertoman mukaan kutsui kosmologista vakiota pahimmaksi munauksekseen. (Vuodesta 1998 alkaen on kuitenkin näyttänyt siltä, että kosmologista vakiota saatetaan tarvita!) 32

33 Maailmankaikkeus laajenee ahdistaako? 3! a 2 a 2 = 8!G N"! 3 K a 2 + " 3!! a a =!4!G N!! + 3! a a! + p ( ) = 0 (" + 3p) + " Jos K>0 ja p=0, on olemassa yksi ratkaisu, jolla maailmankaikkeus on staattinen tämä on Einsteinin universumi. Kosmologinen vakio on repulsiivinen, ja se kumoaa energiatiheyden gravitaatiovetovoiman. Tämä ratkaisu ei kuitenkaan ole stabiili pienille häiriöille. 33

34 3! a 2 a 2 = 8!G N"! 3 K a 2 3!! a a =!4!G N FRW-yhtälöiden ratkaisuja (" + 3p)!! + 3! a a! + p ( ) = 0 p = w! Otetaan tilanyhtälöksi, missä w = vakio > -1. Kolmannesta yhtälöstä saadaan 1 d!! dt =!3(1+ w) a! a "! # a!3(1+w) 34

35 FRW-yhtälöiden ratkaisuja Otetaan K=0: 3! a 2 a 2 = 8!G N"! a "3(1+w) 1 2 # a (1+3w) da!±dt 3(1+w) # a!(t " t 0 ) = t 2 2 3(1+w) Valitaan positiivinen merkki: avaruus laajenee Skaalatekijä menee nollaan äärellisen ajan päässä menneisyydessä, ja tiheys divergoi: alkuräjähdys (big bang)! Kysymys Mitä oli ennen alkuräjähdystä? ei tarkoita mitään. (Vrt. Mitä on etelänavasta etelään? ) 35

36 Ei ole aikaa ennen alkuräjähdystä samalla tapaa kuin pohjoisnavalta ei pääse enää pohjoisemmaksi AIKA pohjoisuus loppuu avaruus singulariteetti on kaikkialla paikassa alkuhetkellä, myöhemmin ei missään 36

37 Kohti alkua a! t n = t 2 3(1+w) Etäisyydet skaalautuvat tekijällä a: l = a(t)x Lähestyttäessä alkua kaikki pisteet lähestyvät toisiaan, ja avaruuden tilavuus pienenee. Hetkellä t=0 avaruuden tilavuus on määrittelemätön (nolla kertaa ääretön) tapauksissa K=0 ja K<0, ja nolla tapauksessa K>0. Mutta maailmankaikkeudesta näkee yhä pienemmän osan alkua lähestyttäessä (kun w>-1/3)! t dt d = a(t)! = 1 a(t) 1" n (t " t 0 t 0 ) = 3+ 3w 1+ 3w (t " t 0 ) # (t " t 0 ) 37

38 Kun t 0 = 0, saadaan alkuräjähdyksessä syntyneen valon kulkema matka = kaukaisin etäisyys d H, jonne voimme nähdä HORISONTTI aine säteily n = 2 3! d H = 3t n = 1 2! d H = 2t missä t = t nyt = maailmankaikkeuden ikä näkyvän maailmankaikkeuden koko riippuu siis laajenemishistoriasta esim. maailmankaikkeus on 13.7 mrd vuotta vanha maailmankaikkeuden koko on 13.7 mrd vv 38

39 valo joka ei vielä ole ehtinyt Maahan horisontti vimeisen sironnan pinta maailmankaikkeus voi olla ääretön, mutta näemme siitä vain äärellisen osan 39

40 Tasaisessa FRW-universumissa H 2!! a 2 a = 8!G N 2 3 " Hubblen parametri mittaa suoraan energiatiheyttä ρ määritellään kriittinen energiatiheys:! crit = 3H 2 8!G N kaikki energiatiheydet voidaan nyt ilmoittaa kriittisen tiheyden yksiköissä! i "! i! crit = 8!G N! i 3H 2 mitataan 40

41 Friedmannin yhtälö yleisessä tapauksessa: 3H 2 = 8!G N!! 3 K a 2 " 1=!! crit! K a 2 H 2! =1+ K a 2 H 2 "1+! K avoin: K <0 Ω < 1 suljettu: K>0 Ω > 1 tasainen: K= 0 Ω = 1! =!! i =! sät +! aine +! tyhjö i! "!! crit =! sät +! aine +! tyhjö 41

42 epärelativistinen aine (materia, aine, pöly), v << c energia: E kin << E lepo! E " # m i i hiukkasia ei katoa eikä synny: lukumäärä säilyy, ja E = m 2 + p 2! m E E0 = vakio!! E V " 1 a 3 pölyn energiatiheys on kääntäen verrannollinen tilavuuteen 42

43 relativistinen aine (säteily), v ~ c energia: E kin >> E lepo! E " # p i i E = hiukkasia ei katoa eikä synny: lukumäärä säilyy, ja E!1/ a m 2 + p 2! p!! E V " 1 a 4 säteilyn energia + lukumäärätiheys pienenee avaruuden laajetessa Lämpätasapainossa olevalle säteilylle T!1/ a Energia ei säily yleisessä suhteellisuusteoriassa! 43

44 ρ säteily >> aine a(t)! a $! sät (t) =! 0 sät,0 # & " a(t) %! a $! aine (t) =! 0 aine,0 # & " a(t) % 4 3 kun t = 0: a = 0, ρ = aine = säteily t 2/3 ALKURÄJÄHDYS kun a 0: ρ sät >> ρ aine t 1/2 KUUMA MAAILMAN- KAIKKEUS alkusingulariteetti v nyt aika 44

45 Realistisia ratkaisuja 3! a 2 a 2 = 8!G N"! a "3(1+w) a!= t 2 3(1+w), w " p /! Säteily (massattomat tai relativistiset hiukkaset, varhainen maailmankaikkeus): p = 1 3!!! " a#4, a " t 1 2 Pöly (massiiviset hiukkaset, galaksit): p = 0!! " a #3, a " t Kosmologinen vakio (tai tyhjön energia) 2 3 p =!! "! = vakio, a # e Ht 45

46 Vaniljamalli!a 2 a = 8!G N 2 3 (" säteily + " aine + " tyhjö ) a 0 =1 = 8!G N (" säteily,0 a!4 + " aine,0 a!3 + " tyhjö,0 ) 3 = H 2 # 0 " sät,0 ( 1+ z) 4 $ + " aine,0 1+ z ( ) 3 + " tyhjö,0 Kosmologian yksinkertaisin kelpo malli sisältää säteilyä (fotoneja ja neutriinoja) ainetta (neutriinoja, baryoneja ja pimeää ainetta) sekä tyhjön energiaa. Sen avaruus on tasainen (K=0). Ensin maailmankaikkeutta dominoi säteily, sitten aine ja lopulta tyhjö. % &! sät,0 " 10 #4,! aine,0 " 0.25,! tyhjö,0 " 0.75,! K,0 $

47 UNIVERSUMIN KALUSTELUETTELO tavallista ainetta 4% pimeää ainetta 22% pimeää energiaa 74% 47

48 a(t) e Ht pimeä energia t 2/3 säteily t 1/2 aine v v t 48

49 varhaiset supernovat odotettua himmeämpiä ne ovat kauempana avaruus laajentunut odotettua nopeammin laajeneminen on kiihtynyt kosmologinen vakio eli tyhjön energia? 49

50 Fotonin rata eksponentiaalisesti laajenevassa universumissa t dt ' d! (t) = a(t)! = e H 0 t t dt 'e "H 0! t ' a(t ') 0 = 1 # e H 0 t "1% H $ & ' 1 e H 0 t (t! H "1 0 H 0 ) 0 0 Toisaalta d AB (t) = a(t)!x = e H 0 t!x A fotoni B Milloin B on liian kaukana? d AB (t) > d! (t)! e H 0 t "x > 1 H 0 e H 0 t koordinaattietäisyys Δx = vakio fysikaalinen etäisyys d AB = a(t)δx d AB (0) > 1 H 0 e H 0 t 0 fotoni kulkee vain äärellisen matkan = on olemassa horisontti 50

51 Tulevaisuudessa tyhjön energia on ainoa merkittävä komponentti eksponentiaalinen laajeneminen näkyvä alue supistuu! galaksit katoavat näkyvistä horisontti 51

52 Sattuma vai salaliitto? Energiatiheydestä 25% epärelativistista ainetta ja 75% tyhjön energiaa. Onko tämä kummallista?! aine! a "3,! tyhjö = vakio! tyhjö! 3! aine Tänään. Mikroaaltotaustan syntyaikaan tyhjön energian suhde on 10-9 kertaa pienempi, tulevaisuudessa se on paljon suurempi. Elämme erikoista aikaa: yhteensattumaongelma (coincidence problem). 52

53 Kosmista tietämättömyyttä Kvanttikenttäteorioiden tyhjö on monimutkainen tila, jolla on tietty energiatiheys. Emme kuitenkaan osaa laskea, mikä sen arvo on! Tyhjön energiatiheydestä arvellaan, että sen pitäisi olla (10 12 ev) 4 tai (10 27 ev) 4, mutta havainnot selittyvät arvolla (10-3 ev) 4. Tämän tekijän takia kosmologista vakiota kutsutaan teoreettisen fysiikan huonoimmaksi ennustukseksi. Harhaanjohtavaa kahdesta syystä: 1) Teorian puolelta kyseessä on lähinnä valistunut arvaus 2) Havaintojen puolelta kyseessä ei kenties ole tyhjön energia. 53

54 Pimeä energia (?) Palataanpa muutama askel taaksepäin. Havaintojen mukaan etäisyydet ovat kasvaneet. Mitä tästä voi päätellä? Havainnot tulkitaan FRW-metriikan avulla. Tällöin laajeneminen on kiihtynyt. Kun oletetaan Einsteinin yhtälö, saadaan Kaikkiaan on siis kolme mahdollisuutta: 3!! a a =!4!G N 1) On olemassa ainetta, jolla on negatiivinen paine (pimeä energia) 2) Yleinen suhteellisuusteoria ei päde suurilla etäisyyksillä (! + 3p) 3) Homogeeninen ja isotrooppinen approksimaatio ei päde myöhäisinä aikoina Kosmologian suurin mysteeri 54

55 Pimeä aine! aine =! b +! DM baryoninen aine (= protonit, neutronit) osa voi olla pimeää (esim. mustat aukot) ei-baryoninen pimeä aine (tuntemattomista alkeishiukkasista koostuvaa kaasua?) havainnot:! b,0 = ! DM,0 = ! DM " (5 6)! b 55

56 Pimeä aine Pimeä aine = aine joka ei vuorovaikuta (voimakkaasti) valon kanssa. Galaksien rotaatiokäyrät: v 2 r = G M(r) N r 2 pimeä aine (tai erilainen gravitaatiolaki) Pimeä aine vaikuttaa myös mikroaaltotaustaan, galaksien jakautumaan, gravitaatiolinssihavaintoihin,... On olemassa baryonista pimeää ainetta mutta liian vähän. Neutriinot ovat pimeää ainetta mutta ne ovat liian lämpimiä ja niitä on liian vähän uutta hiukkasfysiikkaa! 56

57 Galaksien rotaatiokäyrät paljon ainetta näkyvän kiekon ulkopuolella 57

58 kuuma (= relativistinen) pimeä aine; esim. neutriinot EI - galaksien muodostuminen menee väärin - neutriinoiden massat pieniä liian pieni energiatiheys kylmä (= epärelativistinen) pimeä aine (cold dark matter CDM) muodostaa gravitaation ansiosta pimeän aineen keskittymiä baryoninen aine putoaa näihin keskittymiin näkyvät galaksit A map of the galaxy cluster CL : dark matter appears as a halo in blue, while visible matter is in red (ESA-NASA) 58

59 Bullet cluster Pimeää ainetta ja galakseja (gravitaatiolinssit + näkyvä valo) kuumaa kaasua (röntgensäteet) 59

60 Kosmologian aikakaudet t ( E -2 ) E Tapahtuma 14 Gyr 10-3 ev tänään 10 Gyr 10-3 ev laajeneminen kiihtyy (pimeä energia?) 400 Myr 10-2 ev reionisaatio 40 Myr ev ensimmäiset rakenteet yr 0.1 ev valo ja aine eroavat yr 1 ev materia saa säteilyn kiinni 3-30 min 0.1 MeV Big Bang Nucleosynthesis 10-5 s 100 MeV QCD-faasitransitio (?) s 100 GeV sähköheikko faasitransitio (?) s GeV baryogenesis? s GeV inflaatio? s GeV kvanttigravitaatio? 60

61 Baryogenesis Baryogenesis = baryoniepäsymmetrian synty. Lämpötilan laskiessa aine ja antiaine annihiloituvat jotta ainetta jäisi jäljelle, pitää olla enemmän baryoneja kuin antibaryoneja Saharovin ehdot (baryoni- ja C & CP-symmetrioiden rikkoutuminen, terminen epätasapaino) Standardimallissa nämä toteutuvat mutta liian heikosti uutta hiukkasfysiikkaa!! = n B! n B n " " ( )#10!10 Ainoa nykypäivänä mitattava suure on η, joten vaikea testata. (leptogenesis, L B, saattaa liittää neutriinoihin) 61

62 Inflaatio Inflaatio = kiihtyvä laajeneminen. Vastuussa avaruuden tasaisuudesta (horisontti supistuu) homogeenisuus, isotrooppisuus Vastuussa avaruuden epätasaisuudesta (kvanttifluktuaatiot) 10-5 tiheysvaihtelut Tyhjentää avaruuden inflaatiokentän hajoaminen synnyttää aineen aine perii fluktuaatiot galaksien siemenet, mikroaaltotausta Havaintojen tukema (laakeus, epätasaisuuksien skaala-invarianssi ja adiabaattisuus; gravitaatioaallot?). Higgs voisi ajaa inflaatiota mutta (luultiin että) se vuorovaikuttaa liian voimakkaasti kymmeniä inflaatiomalleja Something like inflation is something like proven. 62