Az előadás letöltése folymat van. Kérjük, várjon

Az előadás letöltése folymat van. Kérjük, várjon

2. Rész A kozmikus háttérsugárzás. A kozmikus sugárzás felfedezése 1965: A. Penzias és R. Wilson (Bell Lab) érzékeny mikrohullámú antennája.

Hasonló előadás


Az előadások a következő témára: "2. Rész A kozmikus háttérsugárzás. A kozmikus sugárzás felfedezése 1965: A. Penzias és R. Wilson (Bell Lab) érzékeny mikrohullámú antennája."— Előadás másolata:

1 2. Rész A kozmikus háttérsugárzás

2 A kozmikus sugárzás felfedezése 1965: A. Penzias és R. Wilson (Bell Lab) érzékeny mikrohullámú antennája

3 A kozmikus sugárzás 1965: A. Penzias és R. Wilson érzékeny mikrohullámú antennát készített, amellyel… –iránytól, napszaktól, évszaktól független elektromágneses sugárzást észleltek Az antenna hibáját kizárták (Még a véletlen felfedezéshez is elengedhetetlen a pontosság!) Az Ősrobbanás modell szerint az ok kézenfekvő: A VE-t az első perceiben elektromágneses sugárzás töltötte ki, ami azóta is ott van, csak hullámhossza a tágulás arányában megnőtt Penzias és Wilson mérése szerint a sugárzás hőmérséklete 3,5 K (8. kérdés: Mit jelent ez?)

4 A hőmérsékleti sugárzás intenzitásának hullámhosszfüggése ~10cm alatt a légkör átlátszatlan ⇒ Fölről csak az eloszlás maximumától jobbra eső rész mérhető intenzitás hullámhossz

5 Irány a világűr: A Cosmic Background Explorer űrszonda FIRAS = Far Infrared Absolute Spectrophotometer DMR = Differential Microwave Radiometer DIRBE = Diffuse Infrared Background Experiment

6 A FIRAS spektrum Valaha látott legtökéletesebb hőmérsékleti sugárzási spektrum

7 A CoBE által mért sugárzási görbe frekvencia hullámhossz sugárzás intenzitása Planck-görbe

8 A FIRAS spektrum A hőmérsékleti sugárzás spektrumát a Planck- féle eloszlás írja le Stefan-Boltzman sugárzás: n = 4 anyag: n = 3 kozmológiai állandó: n = 0

9 A FIRAS spektrum A hőmérsékleti sugárzás spektrumát a Planck- féle eloszlás írja le A nukleáris részecske/foton arány (a számokat jegyezzük meg!)

10 9. kérdés: Hol keződik a Planck-görbe farka, amely alatti terület része a teljes görbe alatti területnek?

11 A kozmikus háttérsugárzás anizotrópiája

12 Izotrópnak látta-e a COBE VE-t? A Tejút hatását le kell vonni

13 Izotrópnak látta-e a COBE VE-t? 10. kérdés: Vajon minek a hatását látjuk a képen? (szintén le kell vonni)

14 A COBE felfedezése A piros és kék tartományok hőmérséklet különbsége K (0,01mm-es hullámok az uszodában)

15 Fizikai Nobel-díj 2006 John C. Mather George F. Smoot (NASA Goddard Űrközpont) (Californiai Egyetem, Berkeley) „a kozmikus háttérsugárzás Planck-formájának és irányfüggésének felfedezéséért”

16 A COBE felfedezése Hogyan lehet ezt a képet mennyiségileg megragadni?

17 Multipólus sorfejtéssel l =1

18 Multipólus sorfejtéssel l =1

19 Multipólus sorfejtéssel l =1 l =4

20 Multipólus sorfejtéssel l =1 ∑l∑l

21 WMAP A COBE mérései nem elegendően pontosak ⇒ Wilkinson Microwave Anisotropy Probe Ch. Bennet June 30, 2001

22

23

24 A kozmikus zene „hangszíne” (a háttérsugárzás hatványspektruma)

25 További kísérletek: ballon Maxima BOOMERanG EPSHEP Cocconi-díj 2011:,,a kozmikus háttérsugárzás anizotrópiájának tanulmányozásában elért kimagasló eredményeikért’’

26 További kísérletek: világűrben PLANCK

27 Hogyan térképezi fel a Planck az eget?

28 (Első Planck égbolt)

29 További kísérletek: Antarktiszon DASI QUAD SPUD ACBAR BICEP SOUTH POLE Vonzó tiszta égbolt 11. kérdés: Milyen részecskefizikai kísérleteket végeznek az Antarktiszon?

30 További kísérletek: Andok tetején (Atacama, Cerro Toco) Vonzó tiszta égbolt ACT

31 Az újszülött VE egyre szebb képe COBE 1992 WMAP 2003 PLANCK 2011 szimuláció ACT, SPT... épülnek ~7° ~0.3° ~0.1° ~0.02°

32 A kozmikus zene „hangszíne” (a háttérsugárzás hatványspektruma)

33 Modelljóslatok hatványspektrumra Győztes

34 A hatványspektrumból nyerhető adatok Az első csúcs helye Ω-tól függ A magasság Ω B függvénye A magasságok Ω m függvényei A magasság Ω Λ függvénye

35 Barionikus anyag oszcillációja (BAO)

36

37

38 12. kérdés: Hogyan juthat a nyomáshullám 379ezer év alatt 130Mpc távolságra? Barionikus anyag oszcillációja (BAO)

39

40

41

42

43 Fluktuációk minden skálán, de létezik egy különleges skála: ~150Mpc

44 Barionikus anyag oszcillációja (BAO) Fluktuációk minden skálán, de létezik egy különleges skála: ~150Mpc Két találomra kiválasztott csillagrendszer távolsága gyakrabban 150Mpc 140Mpc vagy 160 Mpc

45 Az Sloan Digital Sky Survey adatait elemzik

46 A három nagyágyú: SNIa, CMB, BAO

47 Mi a sötét energia? A sötét energia a VE gyorsuló tágulásának egy lehetséges és népszerű magyarázata. Két változatát képzelik –Kozmológiai állandó, ami a teret mindenütt kitöltő homogén energiasűrűség –Mindent kitöltő homogén skalármező (nem a Higgs!) Állapotegyenlet (nyomás ∝ energiasűrűség) p=wε –Nem-relatívisztikus ideális gáz: w=2/3 –Relatívisztikus ideális gáz: w=1/3 –Kozmológiai állandó: w=-1

48 A három nagyágyú: SNIa, CMB, BAO

49

50 Kozmológiai paraméterek mennyiség H0H km/s/Mpc 70.0 ± 1.7km/s/Mpc Ω0Ω ± ± Ω0Ω ± ± Ω0Ω ± ± ΩΛΩΛ 0.73 ± ± T VE (13.7 ± 0.2) milliárd év T rekom (379 ± 8) ezer év

51 Kitérő: számtan Csaba kedvéért Ω = 1 esetén: Hubble-törvény: Előző oldaról: } ⇒ n ≠ 0: n = 0:

52 A VE történetének három szakasza anyag sugárzás sötét energia energiasűrűség 1. sugárzási szakasz R ∝ t 1/2, H ∝ 1/(2t), termosztát, t < 10 4 év 2. anyagi szakasz R ∝ t 2/3, H ∝ 2/(3t), csomósodás, (10 4 < t < ) év 3. sötét energia R ∝ e Ht, H = const, gyorsuló tágulás, t > év

53 Mi lehet a sötét anyag? VE-ben keressük: Barionikus –bolygók –fehér törpék – MACHO-k (Massive Compact Halo Object): barna, fekete törpék, neutroncsillagok, fekete lyukak –gázfelhők –WIMP-ek Laboratóriumban keressük: Nem barionikus (ismeretlen), gyengén hat kölcsön a barionikus anyaggal –„forró” (közel fénysebességű, HDM): neutrínók (kevés) –„hideg” (lassú, CDM): Weakly Interacting Massive Particle (WIMP) Részecskefizikusok kedvence, de egyelőre nem sikerült találni Netalán a gravitáció módosul nagy skálán?

54 HSA (CDM) részecskejelöltek (WIMPek) Szükséges egy kétértékű megmaradó mennyiség (D-szimmetria): –D = +1 SM részecskék esetén –D = -1 újfajta részecskék esetén  A legkönnyebb D = -1 részecske stabil  Ha elektromosan semleges, tömege > GeV/c 2 akkor lehetséges SA jelölt, pl.: jelöltspinnyugalmi energia inert Higgs050 GeV LSP (neutralínó)½10 GeV-10TeV Kaluza-Klein részecske½TeV

55 ...de van sok más javaslat is

56 Legnépszerűbb WIMP: LSP D = R = (-1) 3B+2S+L R-paritás –13. kérdés: Mekkora az u-kvark és a muon R- paritása? –R = -1 s-fermionokra Ha a legkönnyebb s-részecske semleges (neutralínó), akkor SA jelölt Az ilyen s-részecske közvetve felfedezhető az LHC-n(hiányzó energia a jele) Egy minimális lehetőség: inert Higgs A SM Higgs-mechanizmus minimális kiterjesztése feltételezett D-szimmetriával –A D = -1-es Higgs-részecske az SA jelölt (fermionokkal nem hat kölcsön)

57 Megválaszolatlan kozmológiai kérdések … amelyekre a részecskefizika adhat választ Miért kritikus a sűrűség? Honnan származik az anyag? –Kezdetben anyag és antianyag feltehetően ugyanannyi volt. Valami miatt ez a szimmetria megsérült. A VE tágulásával az anyag és antianyag EM sugárzássá alakult át, és visszamaradt egy kevés anyag (kb. egymilliárd fotonra jut egy proton) Mi a VE finomszerkezetének forrása? Mi a sötét anyag? Mi a sötét energia?

58 Köszönöm a figyelmet! kérdés: Mi előadásaim üzenete?


Letölteni ppt "2. Rész A kozmikus háttérsugárzás. A kozmikus sugárzás felfedezése 1965: A. Penzias és R. Wilson (Bell Lab) érzékeny mikrohullámú antennája."

Hasonló előadás


Google Hirdetések