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宇宙学研究的几个里程碑. 陆 埮 中国科学院 紫金山天文台 南京大学物理系 粒子-核-宇宙学联合研究中心. Feynman 名言. “ 物理学家具有这样的习惯,对于任一类现象,研究它们的最简单例子,把这称为 ‘ 物理 ’ ,而把更复杂的情况,看作其它领域的事。 ” R. P. Feynman. 宇宙学原理的观测依据. 宇宙在大尺度上是均匀的,没有边界,也没有中心。 “ 一切平等 。 ” 从每个典型星系上看到的宇宙是完全一样的。 “ 没有任何一个地方有优先权 。 ”. 宇宙学的框架. 牛顿力学无法建立宇宙学的框架 广义相对论可以作为宇宙学的框架.
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宇宙学研究的几个里程碑 陆 埮 中国科学院 紫金山天文台 南京大学物理系 粒子-核-宇宙学联合研究中心
Feynman 名言 “物理学家具有这样的习惯,对于任一类现象,研究它们的最简单例子,把这称为‘物理’,而把更复杂的情况,看作其它领域的事。” R. P. Feynman
宇宙学原理的观测依据 • 宇宙在大尺度上是均匀的,没有边界,也没有中心。“一切平等。” • 从每个典型星系上看到的宇宙是完全一样的。“没有任何一个地方有优先权。”
宇宙学的框架 • 牛顿力学无法建立宇宙学的框架 • 广义相对论可以作为宇宙学的框架
宇宙膨胀的发现 Hubble关系:
宇宙学模型 • Einstein模型 • Friedmann模型
宇宙动力学方程 • Einstein方程: • tt • ss • 消去 ,得宇宙动力学方程 • 临界密度(k=0): g/cm3 膨胀动力决定于 (ρ+3P/c2), 不只决定于ρ。
两个重要的可观测量 哈勃常数-膨胀速度 减速因子
演化的宇宙 • 热大爆炸宇宙学-1948,G. Gamow • 两大成就: ▲原初核合成 ▲微波背景辐射-1965, A.A. Penzias, R.W. Wilson
宇宙演化时间表 轻核素合成 背景辐射产生 结构形成
核素丰度的确定Burles, S. et al, astro-ph/9903300 2.610-10 < nB/s < 6.2 10-10相当于B=(1.8 ~4.3)10-31 (g/cm3)核素丰度可以确定重子物质密度(可见物质密度)
微波背景辐射的成功(1965) • 高度各向同 性 • T=2.728 K • 光子数密度 ~400 cm-3 • 宇宙曾经非 常均匀 获诺贝尔奖之作 1965发现-1978获奖
暗物质存在的首个证据 • 早在1937年,F. Zwicky指出,大星系团中的星系速度太大,以致无法将它们通过引力束缚住,除非它们的质量超过按星系团星系总质量估算值的100倍以上。这是显示大量暗物质存在的首次发现。
力学方法 • 用力学方法测出的质量往往比用光度方法测出的质量大得多,有量级之差。 • 测量范围越大,差别越大 • 存在暗物质(可大1个量级): 有引力,却不发光
Vconst VR-1/2(Kepler)
巨大的暗晕: 存在暗物质 7 spiral galaxies. The flatness indicates the presence of huge dark halos. (V.J. Martinez, astro-ph/0203377).
暗物质存在的其他证据 • 宇宙结构(恒星、星系)形成所需的物质远多于宇宙核合成定出的重子物质。 • 如果没有暗物质,就没有足够的时间形成今天宇宙的结构。有了暗物质,就可以在复合期前在暗物质中形成增长。 • CMB非各向同性的存在, 10-5。 · · · · · ·
暗物质的性质 • 暗物质不发光,却有引力。 • 宇宙中暗物质比可见物质多得多。 • 暗物质粒子的主要性质: 1)长寿命(至少与宇宙年龄相仿); 2)主要是冷的(质量大); 3)作用很弱。 • 主要暗物质粒子不可能是普通物质粒子。 “过尽千帆皆不是(温庭筠 )”! • 可能候选者:Neutralino、Axion等。
核合成可确定B • ΩB<< 1 • 大量存在非重子物质 • 暗物质ΩDM仍远小于1 • 还缺什么?
视 界 问 题 • 与t的关系: Lhor(t)≈ct-因果关系够得着的范围 R(t)t1/2-宇宙尺度因子(辐射为主情形) R(t)t2/3-宇宙尺度因子(物质为主情形) • Lhor随t的增长比R快 观测到的均匀在tG时包含(1026)3=1078个因果区
平直性问题 宇宙早期物质密度永远十分接近于临界密度! 宇宙空间是平直的。为什么?除非有特殊机制 保证如此!
暴胀宇宙学 • (10-34, 10-32)秒存在暴胀 A H Guth-1981 (宇宙尺度猛增了e100=1043倍,因此实际对应的是一个因果区的极小一部分,能满足因果率要求) • 预言: 无论辐射为主或物质为主,均增大
宇宙熵 今天的熵≥1086。如果守恒,如何起源? 早期熵很大,就保证了 很小。
彷徨与徘徊(几十年) • 可测量:H(哈勃常数) q(减速因子) • 长期无法测准,几十年争论不休
哈勃年龄 :1/H0 • 真实年龄小于哈勃年龄 不管 k=1、0、-1, 总有
宇宙年龄的上限 • 如果宇宙是等速膨胀,则宇宙年龄: t=1/H0(称哈勃年龄) • 存在引力,宇宙减速膨胀, 宇宙真正年龄t<1/H0: 哈勃年龄为宇宙年龄上限。
哈勃常数测定的变迁 1929年,哈勃本人首次给出H0=500(kms-1 Mpc-1) 1936年,哈勃考虑到星际消光的影响,将哈勃常数改 为H0=526, 误差15%。(由此给出的宇宙哈勃年龄很短, 只有H0-1 = 1.84108 年。) 1956年,Humasion等人给出H0 = 180。 1961年,Sandage等人给出H0 = 98±15。 1970’s年, Sandage等人给出H0 = 50.3±4.3; de Vaculear等人给出H0 = 100 ± 10。 目前(2002)值:H0=(71±7)0.951.15km s-1 Mpc-1 1/H0=(1.380.14)1010年
q? No!?加速膨胀的发现 首先要选强的标准烛光光源 Ia型超新星
比较-引力理论 • 牛顿: • 广义相对论: • 物态: w=0(非相对论);1/3(相对论) 对于一般物质,w不可能是负的。
空间 物质
爱因斯坦的宇宙常数 暗能量 • Einstein方程: • 存在相当于作如下变换: 提供了正密度(c2/8G), 负压强(–c4/8G)。 正密度 负压强 Λ代表一种 “新物质”
暗能量模型 • 宇宙常数、真空能量: w=-1 • (2) Quintessence: -1<w<0 • (3) Phantom: w<-1 • (4) Quintom • …………
一箭双雕 加速膨胀根源 暗能量提供斥力,解释宇宙加速膨胀(在已知物理中,只有万有引力,没有相应的斥力); 同时也能解释宇宙年龄困难。
减速 加速 L.M. Krauss, Scientific American,1999
哈勃年龄(1/H0) 减速 加速 等速 • 真实年龄大于哈勃年龄(这一情形在宇宙常数不为0时可能出现)
观测到过 去的减速, 今天的加 速。
16个z>1的Ia型超新星 左边为发现时刻的 超新星,中间为发 现前的情形,后面 为两者相减的结果。 Riess, A.G. et al., astro-ph/0402512 To be published in ApJ, June, 2004
下图是上图的加权平均。清晰表明在高红移下偏向减速。下图是上图的加权平均。清晰表明在高红移下偏向减速。
一箭多雕多方面检验 宇宙膨胀 微波背景辐射 宇宙大尺度结构 核合成 哈勃常数 等多方面检验限定。
微波背景辐射的各 向异性:COBE (上);WMAP (下)全天图。 WMAP的分辨率 和灵敏度远高于 COBE。 Freedman & Turner, 2003, astro-ph/0308418
宇宙微波背景辐 射的各向异性: 综合所有WMAP 前的数据的CMB 的角功率谱。 Freedman & Turner: 2003, astro-ph/0308418
CMB功率谱(WMAP) G. Hinshaw et al, ApJS, 148(2003), 135 红线代表最佳宇宙模型 D.N. Spergel et al, ApJS, 148(2003), 175 功率谱
检验暴胀模型 • WMAP结合H0和Ia超新星,或结合大尺度结构数据,可以限定|1-Ωtot|0.03。 • WMAP支持暴胀模型的近似标度不变涨落谱的预言。