Pimeä energia. Hannu Kurki- Suonio Kosmologian kesäkoulu 2015 Solvalla

Transkriptio

1 Pimeä energia Hannu Kurki- Suonio Kosmologian kesäkoulu 2015 Solvalla

2 Friedmann- Robertson- Walker - malli homogeeninen ja isotrooppinen approksimaa>o maailmankaikkeudelle Havaintoihin sopii K = 0, oletetaan tämä Laajenemishistoria a(t)

3 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 ρ i p = Σ w i ρ i Yleisemmin: w(t) = p(t)/ρ(t) tai w i (t) = p i (t)/ρ i (t)

4 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

5 Nobelin palkinto fysiikassa 2011 Saul PerlmuGer Brian Schmidt Adam Riess Maailmankaikkeuden laajenemisen kiihtymisen havaitsemisesta kaukaisten supernovien avulla

6 Laajeneminen alkoi kiihtyä n. 5 mrd v sipen

7 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 (w Λ = - 1)

8 Punasiirtymä Kaukaisten galaksien spektriviivat siirtyneet pidemmille aallonpituuksille hgp:// λ 0 λ Hubblen laki Hubblen vakio Avaruuden laajeneminen => etäisyys galaksiin kasvaa nopeudella v = cz => v = H 0 r H 0 = 67.8±0.9 km/s/mpc [Planck 2015] ( 1 Mpc = 3.26 milj. valovuoga) Hubblen vakio H 0 on Hubblen parametrin H(t) tämänhetkinen arvo

9 Universumin aine/energiakoostumus Jos oletamme, egä pimeä energia on tyhjiöenergiaa: Tyhjiöenergia 69.2% Kylmä pimeä aine 26.0% Ordinary mager 4.8%

10 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

11 Riess et al. 2004

12 Hubble Space Telescope

13 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. Kuvien välillä 3 viikkoa

14 Mikä vika tyhjiöenergiassa? Kvan\kenGäteoria: tyhjiössäkin kvan\ken\en nollapistevärähtelyä => tyhjiöenergia Saadaan tyhjiön energia>heys = 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 kertaa havaigu arvo Jokin muu tuntematon symmetria?

15 YhteensaPumaongelma Maailmankaikkeuden laajetessa, esim. alkuräjähdyksen ydinsynteesin jälkeen tekijällä 10 9 aine>heys laskee tekijällä 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

16 Pimeän energian Ulanyhtälö p DE (t) = w DE (t)ρ DE (t) Laajenemislaki a(t) määräytyy w(t):stä Havaintojen äärellisen tarkkuuden vuoksi sovitetaan niihin yksinkertaisia yrigeitä: w DE = vakio Planck 2015: w DE = ±0.08 w DE = w 0 + w a (a 0 - a) w DE = w p + w a (a p - a)

17 w DE = w 0 + w a (a 0 -a)

18 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

19 Miten muupaa yleistä suhteellisuusteoriaa Yksinkertaisin vaihtoehto: kosmologinen vakio havaintojen kannalta kosmologinen vakio = tyhjiöenergia muga konseptuaalises> eri asia: korjataan yhtälöitä vs. oletetaan uusi energialaji! 3 ä $ # & Λ = 4πG(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)

20 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

21 Loppu