Planck ja kosminen mikroaaltotausta Elina Keihänen Helsingin yliopisto Fysikaalisten tieteiden laitos Fysiikan täydennyskoulutuskurssi 8.6.2007 Kiitokset materiaalista Hannu Kurki Suoniolle
Planck satelliitti Euroopan Avaruusjärjestö ESA Laukaisu vuonna 2008
Mikä on maailmankaikkeuden ikä? Laajeneeko maailmankaikkeus ikuisesti? Mikä on maailmankaikkeuden materiakoostumus? Mitä on ns. pimeä energia?
Planck satelliitti hakee vastausta näihin kysymyksiin kartoittamalla kosmisen mikroaaltotaustan epäisotropiaa
1. Kosminen mikroaaltotausta Sähkömagneettista säteilyä Aallonpituus 1 mm 1 cm (mikroaallot) Isotrooppista tulee tasaisesti joka suunnasta Se tulee hyvin kaukaa Vastaa 2.725 K lämpötilassa olevan mustan kappaleen säteilyä 400 fotonia / cm^3
2.7 K lämpösäteilyä Olet tässä
Robert Wilson ja Arno Penzias. Taustalla Bell Telephone laboratorion antenni, jolla he löysivät kosmisen taustasäteilyn vuonna 1965. Tästä löydöstä heille myönnettiin Nobelin palkinto vuonna 1978.
Kosmisen taustasäteilyn löytyminen
The possible explanation
Merkitys kosmologialle Alkuräjähdyksen jäännössäteilyä Johti steady state teorian hylkäämiseen
Mitä spektri kertoo? Lämpötasapaino Lähteenä kuuma ja tiheä plasma Säteily ei voi asettua lämpötasapainoon lähes tyhjässä avaruudessa Varhainen maailmankaikkeus oli kuuma ja tiheä
Mitä isotropia kertoo Varhainen maailmankaikkeus oli homogeeninen Epäisotropia ~10 K
2. Taustasäteilyn synty Varhainen maailmankaikkeus: Homogeenista plasmaa Protoneja, ytimiä (He,2 H), elektroneja, fotoneja Fotonin vapaa matka lyhyt > terminen tasapaino
Säteilyn irtikytkeytyminen T=3000 K, t=300 000 a Fotonin vapaa matka kasvaa laajenemisen myötä Maailmankaikkeus muuttuu läpinäkyväksi Neutraalit atomit muodostuvat Viimeinen sironta
Irtikytkeytymisen jälkeen fotonit ovat kulkeneet vapaasti Nämä fotonit havaitaan nyt kosmisena taustasäteilynä Syntyhetkellä T=3000 K (infrapuna) Fotonit ovat punasiirtyneet laajenemisen vaikutuksesta 3000 K > 3 K Terminen spektri säilyy Myös neutriinotausta!
Kosmologinen punasiirtymä Aallon häntä jää etupäästä jälkeen maailmankaikkeuden laajetessa > aallonpituus pitenee
Kosmologinen aikadilataatio Kaukaiset tapahtumat nähdään hidastuneina Sama ilmiö kuin kosmologisessa punasiirtymässä Myöhemmin liikkeelle lähtenyt valo jää jälkeen Ilmiö havaittu supernovissa kirkkaus lähellä oleva supernova kaukainen supernova aika
Taustasäteilyn punasiirtymä 2 Avaruuden täyttää fotonikaasu Kaasu jäähtyy adiabaattisesti laajetessaan 3000 K > 3 K Terminen spektri säilyy
3. Taustasäteilyn epäisotropia
Taustasäteily on isotrooppista!
COBE 1 year map with dipole 3 mk
Dipole removed
Galaxy removed 10 K
Cosmic Background Explorer (COBE), 1989
Cosmic Background Explorer COBE NASA 1989 Kolme mittalaitetta: DMR (Differential Microwave Radiometer) FIRAS (Far Infrared Absolute Spectrophotometer) DIRBE (Diffuse Infrared Background Experiment)
COBEn merkitys kosmologialle Osoitti taustasäteilyn noudattavan mustan kappaleen spektriä, T=2.725±0.002K Vahvisti alkuräjähdysteorian Löysi taustasäteilyn epäisotropian
Fysiikan Nobel 2006 John C. Mather George F. Smoot
Rakenteen muodostuminen Nykyisen rakenteen (galaksit, tähdet...) siemenien on täytynyt olla olemassa jo alkuplasmassa...... jolloin niiden pitää näkyä taustasäteilyssä. Nykyinen rakenne on kehittynyt gravitaation vaikutuksesta alkuperäisistä tiheysvaihteluista.
Alkuperäiset tiheysvaihtelut Todennäköinen selitys: inflaatiovaiheen aikaiset kvanttifluktuaatiot Inflaatio selittää myös maailmankaikkeuden suuren mittakaavan homogeenisuuden
Mitä näemme taustasäteilyssä? Valon nopeus on äärellinen Kun katsomme kauas, katsomme samalla ajassa taaksepäin Kaukaisimmat galaksit: miljardeja vuosia Kaukaisin kohde: alkuplasma säteilyn irtikytkeytyminen aikaan = kosminen taustasäteily!
taustasäteily Olet tässä vanhoja galakseja nuoria galakseja
Valokuva varhaisesta maailmankaikkeudesta
3. Taustasätelyn tutkimus COBEn jälkeen Ymmärrettiin että taustasätelyn pienen skaalan rakenne sisältäisi suuren määrän tietoa maailmankaikkeuden varhaisvaiheista Ilmapallokokeita Uusia satelliitteja: WMAP, Planck
Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) 2001 NASA/WMAP Science Team
Kulmatehospektri l = 180 /
Oskillaatiot Tihentymät alkuplasmassa pyrkivät voimistumaan gravitaation vaikutuksesta Säteilypaine > oskillaatioita Adiabaattisia kompressioaaltoja = ääniaaltoja!
WMAP 3 year angular power spectrum + smaller scale suborbital experiments 2006 2006 180 θ l l = 180 /
Kosmologiset parametrit Kulmatehospektrin täsmällinen muoto riippuu monista parametreistä: H_0 = Hubblen parametri _m = materiatiheys _b = baryonisen aineen tiheys _L = pimeä energia jne.
Planck satelliitti Euroopan Avaruusjärjestö ESA Laukaisu vuonna 2008
Planck (ESA) Laukaisu 2008 (Kourou, Ranskan Guyana) yhdessä Herschelin kanssa Sijoitetaan L2 pisteeseen Maapallon taakse WMAP satelliittia herkempi resoluutio 5 kaariminuuttia (WMAP 14') taustasäteilyn polarisaatio 8 taajuuskanavaa: foregroundin erotus
rakennettu Suomessa (VTT,Millilab) Low Frequency Instrument (LFI): 30, 44, 70 GHz High Frequency Instrument (HFI): 100, 143, 217, 353, 545, 857 GHz LFI HFI HFI Suomalaiset Planckissa: Tähtitiede: Tuorla, Metsähovi, Helsingin Yliopisto Kosmologia: Helsingin Yliopisto
All main Planck subsystems have been delivered to ESA Planck telescope (mirror) assembly Planck satellite being tested in Liege, Oct 2006 HFI delivered to ESA Aug 2006 LFI delivered to ESA Nov 13th, 2006
Planckin aikataulu (arvio) Elokuu 2008: Laukaisu Tammikuu 2009 Maaliskuu 2010: Datan keräys Maaliskuu 2010 Maaliskuu 2012: Datan analysointi Maaliskuu 2012: Planckin data julkaistaan
Odotettavissa... Kosmologisten parametrien arvot suurella tarkkuudella Rakenteen muodostumisen historia Pimeä energia, mitä se on? Elämme jännittäviä aikoja!
THE END