TAMNA MATERIJA I TAMNA ENERGIJA

Neven

BilićGrupa

za fiziku

čestica i kozmologijuZavod za teorijsku fizikuInstitut Ruđer Bošković

Plan izlaganja

KRATKI UVOD U KOZMOLOGIJUTAMNA MATERIJATAMNA ENERGIJASTVARANJE;

INFLACIJA

Kozmološka opažanjaSvojstva 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

•

Strukture velike skale•

Koncentracije lakih elemenata

•

Rotacijske krivulje galaksija

•

Gravitacijske leće•

Promatranje dalekih supernova

Svemir danasFormiranje solarnog sustavaFormiranje strukturaSklapanje

atoma,

razvezivanje

zračenja

Nukleosinteza

Sinteza

protona, neutronaPlazma: kvarkovi

itd

Elektroslabi

prijelaz

Lomljenje

simetrije

velikog ujedinjenja

Svršetak

inflacijeEra kvantne

gravitacije

Empirijske

osnove

opservabilne kozmologije

•

Širenje svemira–

Hubbleov

zakon v = H d

•

Pozadinsko mikrovalno zračenje –

vrlo homogeno u svim smjerovima

•

Big

Bang

nukleosinteza

–

proporcije

lakih elemenat

(H, D, He, Li)

Hubbleov diagram

Pozadinsko mikrovalno zračenje

Srednja

vrijednost(satelit

COBE)

Odstupanje

odhomogenosti

Odstupanje od homogenosti

WMAP

Spektar

kozmičkog pozadinskog mikrovalnog zračenja

Teorijske osnove

moderne kozmologije

•

Homogenost i izotropnost

prostora

•

Materija

u obliku

tzv. idealnog fluida

uμ

-četverovektor

brzineTμν

-

tenzor

energije-impulsa

22 2 2 2 2

2( )1

drds g dx dx dt a t r dkr

μ νμν

⎡ ⎤= = − + Ω⎢ ⎥−⎣ ⎦

( )T p u u pgμν μ ν μνρ= + −

•

Opća teorija relativnosti –

gravitacija

gμν

-metrički tenzorRμν

-tenzor

zakrivljenostiΛ

-kozmološka

konstanta

1 82

R g R T gμν μν μν μνπ− = − − Λ

2

28

3a k Ga a

π ρ⎛ ⎞ + =⎜ ⎟⎝ ⎠

4 ( 3 )3Ga pπ ρ= − +

brzina širenjaaHa

≡

0 zatvoren>0 ravan=0 otvoren<

k

Friedmanove

jednadžbe

•

zračenje

•

materija

•

vakuum

; 0T μνν =

3(1 )wa w pρ ρ− +∝ =

Kozmički fluidi s raznim

w

4R R 3 1 3p w aρ ρ −= = ∝

3M 0 0p w aρ −= = ∝

01p w aρ ρΛ Λ= − = − ∝

Zakrivljenost prostora

Kritična gustoća materije

•

Kozmološka opažanja ukazuju da je svemir danas ravan

•

Prema standardnom kozmološkom modelu ravan svemir zahtjeva da gustoća materije ima

tzv.

kritičnu vrijednost

danas ρcr

≈

10-29

g/cm3

Gustoća materije u svemiru

Iz astronomskih opažanja:

•

ukupna gustoća materije ρ/ρcr ≈30%

•

Gustoća svijetleće materije (zvijezde,

galaksije, plin ...) ρlum

/ρcr

≤0.5%

Iz proporcija lakih elemenata i usporedbe s Big

Bang

nukleosintezom:•

Gustoća

barionske

materije (protoni, neutroni, jezgre)ρB

/ρcr

≤5%

Tamna strana svemiraPrema današnjim opažanjima:Više od 99% materije nije svijetlećaOd toga manje od 5% obična (“barionska”)Oko 25% tamna nebarionska

materijaOko 70% energija

vakuuma

Omjeri

gustoća

pojedinih vrsta materije danas

u odnosu na ukupnu gustoću

tot

0.05BB

ρρ

Ω = ≈ DMDM

tot

0.25ρρ

Ω = ≈tot

0.7ρρ

ΛΛΩ = ≈

DM 1B ΛΩ +Ω +Ω =

tot critρ ρ=

Ovi

omjeri

mijenjaju

se u vremenu, ali

za

ravansvemir

uvijek

vrijedi:

TAMNA MATERIJArotacijske

krivulje

galaksija

Klaster

1E0657-558, Tane

(Bullet)

Clowe

et al, astro-ph/0608407http://chandra.harvard.edu

Sastav tamne materije -

mogući kandidati -

barionska

TM(u

obliku

astrofizičkih

objekata)•

smeđi patuljci

•

crne rupe•

MACHO

•

planeti

nebarionska

TM

•

Sterilni

neutrino•

Aksion

•

SUSY stabilne čestice gravitino, neutralino, aksinoeksperimentalni dokaz

-

velika

očekivanja

od LHC

Klasifikacija

tamne materije prema

termalnim

svojstvima

u ranom svemiru

•

Vruća

–

neutralne čestice koje su još

relativističkih

brzina u trenutku kad

je unutar horizonta masa reda mase galaksije (oko

1012M

)neutrino

(m~

0.01-0.1 eV)

•

Topla -

čestice

postaju nerelativističe

u trenutku kad

je unutar horizonta masa reda mase galaksije

sterilni neutrino

(m~ 10 -100 keV)

•

Hladna -

čestice koje su već

nerelativističke

brzina u trenutku kad je unutar horizonta masa reda mase globularnog

klastera

(oko

106M

)SUSY čestice (m~ 100 GeV), aksion

Energija vakuuma –

kozmološka konstanta Λ

Promatranje dalekih supernova

tipa Ia:

Usporedba udaljenosti određene uz pomoć

sjaja i uz pomoć brzine udaljavanja

(Habbleov

zakon) ukazuje na ubrzano širenje svemira

Ω=2Ω=1 Ω=0

ΩΛ

=0.73

ΩΛ

=1

Hubbleov

diagram iz opažanja

SN tipa 1a.Krivulje prikazuju standardni kozmološki model

za razne vrijednosti Ω

i ΩΛ

Ubrzano širenje ⇒ Λ ≠0•

Kozmološka konstanta Λ = gustoća energije vakuuma

•

Ubrzano širenje omogućuje negativni tlak energije vakuuma!

•

Novi pojam: Tamna Energijakozmička supstanca negativnog tlaka

•

Ubrzano širenje i usporedba standardnog Big Bang

modela s opažanjima zahtjeva da gustoća

energije vakuuma ρΛ

= 70% ρcr

Problem kozmološke konstante

•

Račun gustoće vakuuma u teoriji polja standardnog modela fizike čestica daje vrijednost oko

10120

puta

veću od vrijednosti

kozmološke konstante prema kozmološkim opažanjima

•

Mogući izlaz: Fizika čestica opisana je nekom novom teorijom (supersimetrije, superstrune

...)

izvan standardnog model u kojoj Λ=0 ali postoje drugi oblici 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

•

kozmološka konstanta

–

gustoća energije vakuuma ne mijenja se s vremenom

•

kvintesencija

-

novo polje -

gustoća energije mijenja se s vremenom

•

kvartesencija

-

model ujedinjenja tamne energije i tamne materije

•

Fantomska energija

–

negativni tlak prevazilazi

gustoću energije –

Big

Rip

–

potpuni raspad svih vezanih sustava

Početak: Kvantna kozmologija

•

Svemir nastaje kao kvantna fluktuacija početnog vakuuma

•

Ukupna energija svemira (energija materije+energija zračenja+gravitacija)=0

•

Relacije neodređenosti: ΔE Δt

≈ ħ

ħ-

Planckova

konstanta

Uvjeti stvaranja svemira

E≈0,

t≈ ∞

Zbog relacija neodređenosti

posudba male

energije ( blizu

0)

omogućuje dugo

(skoro

beskonačno)

trajanje svemira

Inflacija

•

Nakon

stvaranja

vrlo

brzo

napuhavanje svemira: 1025 puta

u trajanju

od

10-32

s.

→

Problemi

standardne

kozmologije koje

rješava inflacija

1 Problem horizonta –

homogenost

i izotropnost

pozadinskog

zračenja

2 Problem ravnosti svemira –

fino podešavanje

početnih uvijeta

3 Problem početnih perturbacija gustoće

1)

Problem homogenosti

i horizonta

T1 T1 = T2

T2

Tdec = 0.3 eV

Our Hubbleradius at

decoupling

T0 = 3 K

Universeexpansion(z = 1100)

Ourobservable

universetoday

2) prostor se izravnava

3) porijeklo početnih fluktuacija

Kvantne fluktuacije inflatornog polja vodena početne fluktuacije gustoće

potrebne radi formiranja struktura kojedanas opažamo

510 u trenutku 300 000god (z 1000)tδρρ

−= ≈ ≈

Istraživanja na IRBuTeorija

•

Neutrini

u kozmologiji i astrofizici

•

Varijabilna kozmološka konstanta

•

Modeli ujedinjenja tamne materije i tamne energije

Eksperiment•

CROATEAopservatorij za kozmičke zrake