2. Rész A kozmikus háttérsugárzás

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

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?)

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

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

Valaha látott legtökéletesebb hőmérsékleti sugárzási spektrum A FIRAS spektrum Valaha látott legtökéletesebb hőmérsékleti sugárzási spektrum

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

A hőmérsékleti sugárzás spektrumát a Planck-féle eloszlás írja le A FIRAS spektrum A hőmérsékleti sugárzás spektrumát a Planck-féle eloszlás írja le Stefan-Boltzman Stefan-Boltzmann-törvény együtthatója, sugárzástól származó energiasűrűség, anyag- sugárzás dominancia viszonya sugárzás: n = 4 anyag: n = 3 kozmológiai állandó: n = 0

A hőmérsékleti sugárzás spektrumát a Planck-féle eloszlás írja le A FIRAS spektrum A hőmérsékleti sugárzás spektrumát a Planck-féle eloszlás írja le Stefan-Boltzmann-törvény együtthatója, sugárzástól származó energiasűrűség, anyag- sugárzás dominancia viszonya A nukleáris részecske/foton arány (a számokat jegyezzük meg!)

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

A kozmikus háttérsugárzás anizotrópiája

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

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

A COBE felfedezése A piros és kék tartományok hőmérséklet különbsége 10-5K (0,01mm-es hullámok az uszodában)

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

A COBE felfedezése Hogyan lehet ezt a képet mennyiségileg megragadni?

Multipólus sorfejtéssel

Multipólus sorfejtéssel

Multipólus sorfejtéssel

Multipólus sorfejtéssel

Wilkinson Microwave Anisotropy Probe WMAP A COBE mérései nem elegendően pontosak ⇒ Wilkinson Microwave Anisotropy Probe Legújabb kísérlet: Planck Ch. Bennet June 30, 2001

A kozmikus zene „hangszíne” (a háttérsugárzás hatványspektruma)

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

További kísérletek: világűrben PLANCK

Hogyan térképezi fel a Planck az eget?

(Első Planck égbolt)

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

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

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

A kozmikus zene „hangszíne” (a háttérsugárzás hatványspektruma)

Modelljóslatok hatványspektrumra Győztes

A hatványspektrumból nyerhető adatok Az első csúcs helye Ω-tól függ A magasság ΩΛ függvénye A magasság ΩB függvénye A magasságok Ωm függvényei

Barionikus anyag oszcillációja (BAO)

Barionikus anyag oszcillációja (BAO)

Barionikus anyag oszcillációja (BAO)

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

Barionikus anyag oszcillációja (BAO)

Barionikus anyag oszcillációja (BAO)

Barionikus anyag oszcillációja (BAO)

Barionikus anyag oszcillációja (BAO)

Barionikus anyag oszcillációja (BAO) Fluktuációk minden skálán, de létezik egy különleges skála: ~150Mpc

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

Az Sloan Digital Sky Survey adatait elemzik

A három nagyágyú: SNIa, CMB, BAO

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

A három nagyágyú: SNIa, CMB, BAO

A három nagyágyú: SNIa, CMB, BAO

Kozmológiai paraméterek mennyiség 2003 2010 H0 71+4-3 km/s/Mpc 70.0±1.7km/s/Mpc Ω0 1.02±0.02 0.994±0.017 0.27±0.04 0.273±0.014 0.044±0.004 0.0456±0.0016 ΩΛ 0.73±0.04 0.728±0.016 TVE (13.7±0.2) milliárd év Trekom (379±8) ezer év

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

A VE történetének három szakasza 1. sugárzási szakasz R ∝ t1/2, H ∝ 1/(2t), termosztát, t < 104 év 2. anyagi szakasz R ∝ t2/3, H ∝ 2/(3t), csomósodás, (104 < t < 1010) év 3. sötét energia R ∝ eHt , H = const, gyorsuló tágulás, t > 1010 év anyag energiasűrűség sugárzás sötét energia

Mi lehet a sötét anyag? VE-ben keressük: Laboratóriumban 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 A SA kifejezést Fritz Zwicky alkotta nem látható, de tömegvonzást mutató anyag megnevezésére A WMAP óta a barionikus SA-t nem nevezzük SA-nak, csak a hideg sötét anyagot Jelenleg elfogadott VE modell a Lambda-CDM ősrobbanás-modell Netalán a gravitáció módosul nagy skálán?

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/c2 akkor lehetséges SA jelölt, pl.: jelölt spin nyugalmi energia inert Higgs 0 50 GeV LSP (neutralínó) ½ 10 GeV-10TeV Kaluza-Klein részecske ½ TeV

...de van sok más javaslat is

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) lepton: B=0, S=1/2, L =1 quark: B=1/3, S = 1/2, L = 0 LSP: B = 0, S=1/2 v. 1, L=0

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?

13+1. kérdés: Mi előadásaim üzenete? Köszönöm a figyelmet! 13+1. kérdés: Mi előadásaim üzenete?