Peter Laursen

1. Kosmologi Peter Laursen www.dark-cosmology.dk/~pela Dark Cosmology Centre| Niels Bohr Institutet | Københavns Universitet

2. Astronomi

3. Kosmologi - hvad?

4. Kosmologi - hvorfor?

5. Aristoteles (384 - 322 f.Kr.) • Første gennemtænkte model for Universet • Den nedre sfære: • Jord, luft, ild og vand • Den øvre, stjernernes sfære: • Æteren

6. Aristoteles (384 - 322 f.Kr.)

7. Situationen i starten af 1600-tallet:

8. Kepler Newton

9. Endeligt eller uendeligt Univers

10. Det næste virkeligt store gennembrud: Einsteins relativitetsteori

11. Einsteins relativitetsteori

13. Edwin Hubble (1889 - 1953)

14. Nu

15. Før

16. Endnu før

17. Vores Univers må altså have haft en begyndelse. Kommer det så også til en afslutning engang i fremtiden? Dette afhænger stoftætheden i Universet:

18. Et tomt univers udvider sig lineært med tiden: R ∝ t Masse vil pga. tyngdekraften bremse udvidelsen Hvis M > 1, kollapser Universet i et "Big Crunch”

19. Det totale bidrag til  fra almindeligt stof: Stjerner:~ 0.005 Interstellart gas: ~ 0.005 Gas i galaksehobe: ~ 0.03

20. Den umiddelbare konklusion ser ud til at være, at Universet udvider sig for evigt, omend langsommere og langsommere. Er det nu også rigtigt? Hvad nu, hvis der er stof, vi ikke kan se?

21. En galakses masse kan findes ud fra stjernernes baner: Stjernens bane Tyngdekraft Hastighed Centrifugalkraft

22. En typisk galakse indeholder omkring 5-6 gange så meget masse som det synlige. Denne ekstra masse kaldes "mørkt stof".

23. Faktisk blev det mørke stof første gang observeret i 1933 af Fritz Zwicky i Comahoben, der har en masse, der er mindst ti gange så stor som massen af gassen og stjernerne i den.

24. Evidens for mørkt stof kommer også fra gravitationel linsning

25. Bullet Cluster: Optisk lys

26. Bullet Cluster: Optisk + grav. linsn.

27. Bullet Cluster: Optisk + X-ray

28. Bullet Cluster: Optisk + grav.linsn. + X-ray

29. Fra galaktiske rotationskurver og mørkt stof i galaksehobe fås, at  = 0.28 ± 0.01 85% af massen er mørk, men stadig et åbent, ekspanderende Univers. Hvad med den kosmologiske konstant?

30. Den kosmologiske konstant virker som en anti-tyngdekraft, som får Universets udvidelse til at accelerere.

32. Den kosmiske mikrobølgebaggrundstråling Det tidlige Univers: Meget varmt og tæt. Ikke gennemsigtigt for lys. Universets alder: ca. 380.000 år Det nuværende Univers: Meget koldt og tomt. Gennemsigtigt for lys.

33. Den kosmiske mikrobølgebaggrundstråling Første gang målt i 1965 af Penzias and Wilson (Nobelpris 1978) Næsten isotrop stråling med <T> = 2.728 K

34. Den kosmiske mikrobølgebaggrundstråling 1992: Første måling af ujævnheder - eller anisotropi - i strålingen af den amerikanske satellit COBE

35. Den kosmiske mikrobølgebaggrundstråling De små ujævnheder i baggrundsstrålingen er siden vokset og blevet til galakser, stjerner, og i sidste ende os... Ved at måle ujævnhederne kan man bestemme Universets geometri. 2001 - nu: WMAP-satellitten måler anisptropien til ekstrem nøjagtighed

36. Den kosmiske mikrobølgebaggrundstråling Åbent univers:<1 Fladt univers:< 1 Lukket univers:> 1

37. Bedste bud: b = 0.05 DM = 0.23 = 0.72 Universet er fladt, vil udvide sig for evigt, og er domineret af mørkt stof og mørk energi.

38. Lyman a ELya = 10.2 eV l0 = 1216 Å n0 = 2.466 X1015 s-1

39. Lyman a ELya = 0.0000000000000000000004 kcal l0 = 0.00001216 cm n0 = 2.466 million GHz

40. Kvasarer

41. Lyman askoven DLA linie

42. Hvordan dannes Lya • Kølestråling (~10%) • Stjernekilder (~90%) • Metagalaktisk felt (~1%) •  • Unge galakser burde være synlige (Partridge & Peebles, 1967)

43. Kosmologisk simulering • - The Movie

44. Film fjernet

45. Diffusion i rum og frekvens

46. Monte Carlo kode • L, T, nHI,vbulk

47. Bestem n • ^ • Slip fri! Numeriske modeller • Udsend foton •  • Bestem t •  • Bestem uatom • 

48. Numeriske modeller • “It would seem that large digital • computers could be applied very • profitably to this problem” • Osterbrock (1962)

49. Surface brightness maps

50. Spektrer