TAMNA MATERIJA I TAMNA ENERGIJA
Neven
BilićGrupa
za fiziku
čestica i kozmologijuZavod za teorijsku fizikuInstitut Ruđer Bošković
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)
Pozadinsko mikrovalno zračenje
Srednja
vrijednost(satelit
COBE)
Odstupanje
odhomogenosti
Odstupanje od homogenosti
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= − = − ∝
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:
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
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
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
−= ≈ ≈