hfd_nobel11

UBRZAVAJUĆI SVEMIR Nobelova nagrada za fiziku 2011: 

UBRZAVAJU ĆI SVEMIR Nobelova nagrada za fiziku 2011 Neven Bili ć Grup a za fiziku čestica i kozmologiju Zavod za teorijsku fiziku Institut Ruđer Bošković

Empirijske osnove opservabilne kozmologije: 

Empirijske osnove o pservabiln e kozmologije Širenje svemira – Hubbleov zakon Pozadinsko mikrovalno zračenje – vrlo homogeno u svim smjerovima Big Bang nukleosinteza – proporcije lakih elemenat ( H, D, He, Li) v = Hd

Slide 3: 

Širenje svemira

Slide 4: 

a =0.5 Širenje svemira

Slide 5: 

Širenje svemira a =0.75

Slide 6: 

Širenje svemira a =1

Slide 7: 

a =0.5 Širenje svemira a =0.75 a =1 brzina udaljavanja

Teorijske osnove moderne kozmologije: 

Teorijske osnove moderne kozmologije Opća teorija relativnosti – gravitacija G = T Materija zadaje geometriju prostora-vremena Geometrija odre đuje način gibanja materije Homogenost i izotropnost prostora kao približno globalno svojstvo Fluktuacije materije i geometrije u ranom svemiru uzrokuju stvaranje struktura (zvijezda, galaksija, klastera ...)

Slide 9: 

Opća teorija relativnosti – gravitacija g  -metrički tenzor R  -tenzor zakrivljenosti  -kozmološka konstanta Friedmanove jednadžbe

Zakrivljenost prostora: 

Zakrivljenost prostora

Kozmološka opažanja: 

K ozmološka opažanja Svojstva koja bismo željeli znati: Geometrija prostora Starost svemira Brzina širenja Količina obične (“barionske”) materije Količina i priroda tamne materije i tamne energije (kozmološka konstanta) Formiranje struktura Eksperimenti koji nam to daju: Pozadinsko mikrovalno zračenje Promatranje dalekih supernova Strukture velike skale Koncentracije lakih elemenata Rotacijske krivulje galaksija Gravitacijske leće

Povijest svemira: 

Formiranje solarnog sustava , prve supernove Formiranje zvijezda i galaksija Slaganje atoma , odvajanje zra čenja od materije Nukleosinteza lakih elemenata Sinteza protona , neutrona Plazma : kvarkovi itd Elektroslabi prijelaz Svr šetak i nflacij e Era kvantne gravitacije Svemir danas 10 -10 s 10 -43 s 10 0 000 g 10 -34 s 10 0 s 1 milijarda g 13 milijardi g 5 milijardi g Povijest svemira

Slide 14: 

U skladu s mnogim opažanjima u astrofizici i kozmologiji svemir je nastao u tzv. Velikom prasku (Big Bang) prije oko 13.5 milijardi godina. Svemir nastaje kao kvantna fluktuacija početnog vakuuma Ukupna energija svemira ( e nergija materije+ tamna ener gija +gravitacija) = 0 Zbog relacij a neodređenosti D E D t  h h - Planckova konstanta P osudba male energije ( E  0 ) omogućuje dugo ( skoro be skonačno ) trajanje svemira ( t   ) Po četak: Kvantna kozmologija Uvjeti stvaranja svemira

Inflacija: 

Inflacija Slijedi kratk i period inflacije - vrlo brz o napuhavanj e - 10 25 puta u trajanju od 10 -32 s.

Inflacija: prostor se izravnava: 

Inflacija: prostor se izravnava

Slide 17: 

S obzirom da među svemirskim objektima gravitacijska sila djelujuje privlačno očekujemo da će se širenje postepeno usporavati. N ovija opažanja širenja svemira ukazuju da se svemir od prije otprilike 5 milijardi svjetlosnih godina širi ubrzano. Repulzivna gravitacija? Nakon kratkog perioda inflacije s vemir se dalje širi puno sporije tako da je danas, nakon otprilike 13.5 milijardi godina, vidljivi dio svemir a promjera oko 90 milijardi svjetlosnih godina.

Slide 18: 

ubrzavajući vrijeme Ubrzavajući svemir? otvoreni zatvoreni ekspanzija danas

Promatranje supernova tipa Ia: 

Promatranje supernova tipa Ia O d 1988 Saul Perlmutter (Univ. Of California) koji predvodi grupu Supernova Cosmology Project O d 1994, Brian Schmidt ( Australian National University ) koji predvodi grupu High z Supernova Search Team i u istom timu Adam Riess ( Space Telescope Science Institute ) koji je prvi napravio analizu

Slide 20: 

Supernove tipa Ia nastaju u binarnim sustavima koji se sastoje od bijelog patuljka i prateće velike zvijezde. Bijeli patuljak usisava materiju prateće zvijezde sve dok ne dosegne kritičnu masu od oko 1.4 mase Sunca nakon čega dolazi do gravitacijskog kolapsa i termonuklearne eksplozije, nazvane supernova Ia.

Slide 21: 

U eksploziji SN u kratkom periodu oslobađa se velika količina energije. Nakon nekoliko dana emisija doseže vrhunac kad supernova ima sjaj usporediv sa sjajem cijele galaksije. Supernova SN 1884 tipa 1a u galaksiji NGC 4526

Slide 22: 

Supernove tipa Ia imaju relativno jednostavan svjetlosni profil i uniformni spektar te mogu poslužiti kao standardne svijeće za velike udaljenosti, slično varijabilnim zvijezdama Cepheidama koje se koriste kao standardne svijeće na relativno malim udaljenostima do otprilike 10 Mpc (30setak svjetlosnih godina).

Slide 23: 

1.Mjerenjem crvenog pomaka spektra λ / λ 0 = 1+z = 1/a određuje se kozmološki crveni pomak z a time i skala svemira a u vrijeme nastanka opažene SN Dopplerov crveni i plavi pomak 2.Mjerenjem prividne magnitude m (logaritamska mjera fluksa) i absolutne magnitude M (logaritamska mjera sjaja ili luminoziteta) određuje se ( luminozitetna ) udaljenost D L

Slide 24: 

Ti podaci nanose se na tzv. Hubbleov dijagram ovisnosti kozmološkog crvenog pomaka o udaljenosti iz čega se usporedbom s kozmološkim modelima može zaključiti na koji način se svemir širi. Opa žanja vode na zaključak da se svemir danas širi ubrzano. Tri znanstvenika su za svoje otkriće dobili Nobelovu nagradu za fiziku u 2011 godini.

Ubrzano širenje   0: 

Ubrzano širenje   0 Kozmološka konstanta   gustoća energije vakuuma Ubrzano širenje omogućuje negativni tlak energije vakuuma! Novi pojam: Tamna Energija poopćenje vakuumske energije Bitno svojstvo tamne energije je negativni tlak koji, ako je dovoljno velik, omogućava ubrzano širenje svemira

Einsteinova najveća pogreška?: 

Einsteinova najve ća pogreška? 1917 Einstein uvodi kozmološku konstantu 1929 Hubble otkriva širenje svemira 1934 Einstein proglašava kozmološku konstantu svojom najve ćom pogreškom 1998 Pearlmutter, Riess i Schmidt nalaze dokaze u prilog kozmološkoj konstanti

Porijeklo kozmološke konstante:: 

Porijeklo ko z molo š ke konstante : antič estica č estica kv a rk antikvark e + W + W - Vakuum nije prazan! e - Prokletstvo! Kvantne fluktuacije vakuuma

Vremenska ovisnost gustoće tamne energije : 

Drugo važno svojstvo tamne energije je da njena gustoća vrlo slabo ili nikako ne ovisi o vremenu. Nasuprot tome gustoća obične materije i tamne materije se s vremenom rapidno smanjuje zbog povećavanja volumena svemira. U ranom svemiru kad je gustoća obične i tamne materije bila velika u odnosu na gustoću tamne energije svemir se širio usporeno. S vremenom se gustoća materije smanjuje i u tenutku kad gustoća tamne energije postaje dominantna, svemir se počinje ubrzavati. Vremenska ovisnost gustoće tamne energije

Prijelaz s usporenog na ubrzano širenje: 

Prijelaz s usporenog na ubrzano širenje Taj je efekt također opažen. Promatranja supernova koje su se pojavile prije oko 7 milijardi godina, u vrijeme kad je svemir bio dvostruko manji ( a =1/2 ) čemu odgovara kozmološki crveni pomak, z= 1 pokazuju da je u to vrijeme svemir usporavao. Prijelaz od usporenog na ubrzano širenje dogodio se kad je svemir bio promjera od oko a =2/3 ( z=0.5 ) današnjeg čemu svjedoče supernove nastale prije otprilike četiri do pet milijardi godina.

Alternativna hipoteza: 

Alternativna hipoteza Skeptični znanstvenici (posebno tradicionalni astronomi) postavljaju pitanje da li su timovi korektno interpretira li ni podatke o supernovama. Nije li moguće da postoje neki drugi efekti pored kozmičkog ubrzanja koji bi uzrokovali da se SN 1a vide tamnije od očekivanog. Na primjer, prašina u međugalaktičkom prostotu uzrokovala bi da supernove izgledaju tamnije. Ili su možda davne supernove stvorene tamnije od novih zbog razlike u kemijskom sastavu svemira tada i danas , s manjom koncentracijom teških elemenata proizvedenim u nuklearnim reakcijama u zvijezdama.

Test za alternativnu hipotezu: 

Test za alternativnu hipotezu Ako se supernove vide tamnije od očekivanog zbog astrofizičkih razloga, kao na primjer zbog me đ ugalaktičke prašine ili ako su stare supernove stvorene tamnije od novih, taj efekt bi morao rasti s rastućim crvenim pomakom objekta. Ali ako je zatamnjenje rezultat kozmičkog ubrzanja koje sljijedi nakon perioda usporavanja, supernove nastale za vrijeme usporavanja bi izgledale relativno sjajnije. Prema tome, promatranje supernova koje su eksplodirale kad je svemir bio manji od dvije trećine sadašnje veličine, pokazalo bi koja je hipoteza ispravna. (Moguće je zbog nekog dosad nepoznatog fizikalnog fenomena efekt zatamnjenj a točno poklapa s efektom usporenja i ubrzanja, ali znanstvenici općenito ne favoriziraju takva artificijelna objašnjenja)

Test za alternativnu hipotezu: 

Novi instrument Advanced Camera for Surveys , instaliran 2002 na svemirskom telescope Hubble omogućio je gledanje vrlo dalekih supernova . Riess i suradnici našli su 6 supernova tipa 1a koje su eksplodirale kad je svemir bio manji od 1/2 sadašnje veličine (više od 7 milijardi svjetlosnih godina). Opažanja su potvrdila postojanje ranog perioda usporenja i određena je prijelazna točka približno 5 milijardi godina prije. To vrijeme je konzistentno s teorijskim predviđanjem standardnog kozmološkog . Test za alternativnu hipotezu

Kritična gustoća materije: 

Kriti čna gustoća materije Najbolje slaganje s kozmološkim opažanjima daju modeli s prostorno ravnim svemirom. Prema Einsteinovoj teoriji prostorno ravan svemir zahtjeva da gustoća materije ima tzv. kritičnu vrijednost  cr danas  cr  10 -29 g/cm 3 Ω =  /  cr o mjer stvarne i kritične gustoće Za ravan svemir Ω =1

Od čega se svemir sastoji?: 

Od čega se svemir sastoji? Iz astronomskih opažanja : svijetleća materije (zvijezde, galaksije, plin ...)  lum / cr 0.5% Iz proporcija lakih elemenata i usporedbe s Big Bang nukleosintezom: barionska materija (protoni, neutroni, jezgre)  Bar / cr 5% ukupna gustoća materije Ω M =  M / cr 0.27 Ubrzano širenje i usporedba standardnog Big Bang modela s opažanjima zahtjeva da gustoća tamne energije (energija vakuuma) danas Ω Λ =   / cr = 073 %

Tamna priroda svemira: 

Tamna priroda svemira Prema današnjim opažanjima: Više od 99% materije nije sv i jetleća Od toga manje od 5% obična (“barionska”) Oko 21% tamna materija Oko 73% energija vakuuma

Slide 36: 

Zelena linija : prazni svemir (Ω = 0), Crvena : zatvoreni svemir ( Ω M = 2 ) Ljubičasta : standardni kozmološki model ( ΛCDM ) s Ω M = 0.27 and Ω Λ = 0.73. Crtkana ljubičasta : zatvoreni ΛCDM Crna : Enstein -de Sitter ov model (Ω M = 1 , kritični svemir ) Crtkana crna : Einstein-de Sitter s hladnom tamnom materijom (CDM, p=0) Plava : de Sitterov model ( Ω M = 0 , Ω Λ = 1) Crtkana plava : model s evoluirajućim SN . Hubbleov diagram

Razlike tamne materije i tamne energije: 

Razlike tamne materije i tamne energije Tamna materija tlak > 0 Stvara nehomogene nakupine – strukture Javlja se u blizini barionske materije – galaksije i klasteri Tamna energija tlak < 0 Homogeno raspodjeljena u svemiru – ne stvara strukture

Mogući oblici tamne energije: 

Mogu ći oblici tamne energije kozmološka konstanta – gustoća energije vakuuma ne mijenja se s vremenom kvintesencija - novo polje - gustoća energije mijenja se (sporo) s vremenom kvartesencija – novo polje koje ujedinjuje tamnu energije i tamnu materije fantomska energija – negativni tlak prevazilazi gustoću energije – Big Rip – potpuni raspad svih vezanih sustava

Sudbina svemira: 

Sudbina svemira Rješenje zagonetke ubrzane ekspanzije otkrit će nam budućnost našeg svemira. Nekoliko mogućih scenarijia: Ggustoća tamne energije ρ Λ je konstantna ili sporo raste s vremenom: za otprilike 100 milijardi godina sve osim nekoliko stotina bliskih galaksija bit će neopservabilno zbog velikog crvenog pomaka. G gustoća tamne energije dovoljno rapidno opada s vremenom: gustoća materije u nekom budućem vremenu ponovo počne dominirati- naš kozmički horizont će nakon toga rasti otkrivajući nova područja svemira. Gustoća tamne energije raste dovoljno brzo s vremenom s tim da p Λ < - ρ Λ : Big Rip raspad svih vezanih sustava: galaksija, planetarnih sustava, planeta, atoma te atomskih jezgara.

Istraživanja kod nas: 

Istra živanja kod nas Teorija Varijabilna kozmološka konstanta Modeli kvartesencije –ujedinjenje tamne materije i tamne energije M odel relaksacije kozmoloske konstante Neutrini u kozmologiji i astrofizici Eksperiment K olaboracija MAGIC – opažanje visokoenerskih gamma zraka iz dubokog svemira CERN (kolaboracija CAST) – potraga za česticama tamne materije aksionima CERN (kolaboracija CMS) – potraga za SUSY česticama tamne materije i za signalima ekstra dimenzija

Slide 41: 

Hvala

Kozmološki horizonti: 

Kozmološki horizonti Hubbleov horizont – granica područja izvan kojeg se objekti udaljavaju brzinom v >c R≈ 1/ H≈ 13.5 ∙ 10 9 svj. godina Čestični horizont – granica područja koje je kauzalno povezano s našom svjetskom linijom na početku vremena ( t =0) R≈ 46 ∙ 10 9 svj. godina Horizont događaja – granica područja koje je kauzalno povezano s našom svjetskom linijom na kraju vremena (t=∞ za otvoreni svemir) R≈ 15 ∙ 10 9 svj. godina