Astronomi

Evrenin kritik yoğunluğu aynı zamanda Karanlık Enerjiyi de içeriyor mu?

Evrenin kritik yoğunluğu aynı zamanda Karanlık Enerjiyi de içeriyor mu?



We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Sıklıkla Evrenin kritik yoğunluğa oldukça yakın göründüğü söylenir (örneğin https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/C/Critical+Density).

Buna Karanlık Enerji de dahil mi (Karanlık madde ve Baryonik madde dışında)?


Evet. Vikipedi'den (sırasıyla Astronomi ve Astrofizik 517'de Ade ve arkadaşlarına atıfta bulunan) değerlerden alıntı yaparak, maddenin katkısı (hem Karanlık hem de görünür madde) şu şekildedir: $$Ω_ ext{kütle} ≈ 0,315±0,018$$ Fotonların ve nötrinoların katkısı küçüktür ve diğer terimlerin hata sınırları içindedir: $$Ω_ ext{göreceli} ≈ 9,24×10^{−5}$$ Ve Karanlık Enerjinin katkısı: $$Ω_Λ ≈ 0.6817±0.0018$$

$$Ω_ ext{toplam}= Ω_ ext{kütle} + Ω_ ext{göreceli} + Ω_Λ= 1.00±0.02$$


Karanlık Enerji ve Evrenin Kaderi

Evrenin evrimi, içerdiği karanlık madde ve karanlık enerji miktarı tarafından yönetilir, ancak karanlık madde ve karanlık enerjinin yoğunlukları - belirli bir uzay hacmi içindeki konsantrasyonları - kozmik genişlemeden çok farklı şekilde etkilenir. Evrenin ne kadar karanlık madde içerdiğine dair iyi bir fikrimiz var ve tam olarak ne olduğunu bilmesek de yerçekiminden etkilendiğini biliyoruz. Öyleyse, Evrenin nihai kaderini anlamanın anahtarı, bu karanlık denklemin diğer yarısını anlamakta yatar: karanlık enerji.

Şu anda kozmologlar, Evrenin kütle-enerji içeriğinin yaklaşık yüzde 70'ini oluşturuyor gibi görünse de, karanlık enerji hakkında neredeyse hiçbir şey anlamıyor. Umutsuzca temel özelliklerini ortaya çıkarmaya çalışıyorlar: gücü, kalıcılığı ve yön ile ilgili herhangi bir değişiklik. Genişleyen Evren üzerindeki etkisini belirlemeden önce karanlık maddenin özelliklerini öğrenmeleri gerekir.

Kozmik ölçekteki bu evrim, birkaç kozmoloji için yukarıdaki şekilde şematik olarak gösterilmiştir. Karanlık madde yoğunluğunun yüksek olduğu bir evrende, Büyük Patlama ile başlayan Hubble genişlemesi, Evreni dolduran karanlık maddenin yerçekimi çekimi nedeniyle yavaşlamaya devam ediyor ve büyük bir çatırtıyla sona eriyor. Karanlık maddenin kritik yoğunluğunun daha düşük olduğu bir evrende genişleme yavaşlar. Karanlık enerjinin yanı sıra karanlık maddeye de sahip bir Evrende, başlangıçtaki yavaşlama, karanlık enerjinin artan baskınlığı ile geç zamanlarda tersine çevrilir.

Varsayımsal karanlık enerji, Evrenin enerji dengesine hakim olmaya devam ederse, o zaman uzayın mevcut genişlemesi katlanarak hızlanmaya devam edecektir. Halihazırda yerçekimi ile bağlı olmayan yapılar nihayetinde uçup gidecektir. Evrenin geri kalanı bizden kaçıyormuş gibi görünürken, Dünya ve Samanyolu bozulmadan kalacaktı.

Karanlık enerjinin doğası şu anda bir spekülasyon meselesidir. Bazıları, karanlık enerjinin, genel görelilikteki "kozmolojik sabit" (Λ, Yunanca büyük harf lambda) ile temsil edilen "vakum enerjisi" olabileceğine, zamandan veya evrenin genişlemesi. Bu kavram Einstein tarafından ortaya atılmıştır ve bugüne kadarki sınırlı gözlemlerimizle tutarlıdır. Alternatif olarak, karanlık enerji kozmik zamanla değişebilir. Sadece yeni tür gözlemler sorunu çözebilir.


Karanlık Enerji Zamanla Değişir mi?

Yazan: Camille M. Carlisle Ağustos 28, 2017 6

Gelen kutunuza gönderilen bunun gibi Makaleleri alın

Bilim adamları, evrenin genişlemesini hızlandıran gizemli “gücün” zamanla değişip değişmediğini düşünüyorlar.

Son zamanlarda, evrenin genişleme hızının ölçümlerinde küçük ama dikkate değer bir çelişki üzerine bazı bilimsel tartışmalar oldu. Hubble sabiti olarak adlandırılan mevcut oran veya H0 ("H-naught" olarak telaffuz edilir), bir nesnenin spektrumundaki kırmızıya kaymayı fiziksel mesafesine bağlar. Ayrıca bize evrenin yaşını ve boyutunu ve ayrıca evreni geometrik olarak düz hale getirmek için gereken yoğunluğu söyler.

Kısacası oldukça önemli bir rakam.

Bu grafik, Hubble sabiti olarak bilinen günümüz evreninin genişleme hızının bazı temsili ölçümlerini göstermektedir. Şekil, kozmik mikrodalga arka planın ölçümlerinden elde edilen üç değeri (çizimin sol tarafı) ve "yakındaki" nesnelerden (çizimin sağ tarafı) türetilen dört değeri içerir. Burada sunulan değerler, her çalışmadan elde edilen kesin sonuçlardır, bu değerlerden herhangi biri, birden fazla veri setinden gelen bilgileri birleştirerek daha kesin hale getirilebilir.
Ana Aceves / Monica Young

Evrenin genişlemesi, 20. yüzyılın en büyük keşiflerinden biriydi. Ancak yaklaşık bir asırlık çalışmadan sonra, gökbilimciler mevcut genişlemenin ne kadar hızlı olduğu konusunda hala tam olarak aynı fikirde değiller. Kozmik mikrodalga arka planını kullananlar, megaparsek başına yaklaşık 67 kilometre/saniye (km/s/Mpc, burada bir megaparsek 3,26 milyon ışıkyılı) değerinden yanadır. Süpernova ve daha yakındaki diğer kozmik araçları kullananlar, yaklaşık 73 km/s/Mpc değerindedir (grafiğe bakın).

Tutarsızlık, bir tarafın 50 km/s/Mpc ve diğerinin yaklaşık 100 km/s/Mpc'yi hararetle savunduğu, 21. yüzyılın başlarına doğru başka bir tartışmayı hatırlatıyor. Wendy Freedman'ın (Chicago Üniversitesi) ve Hubble Uzay Teleskobu'nu kullanan diğerlerinin dikkatli çalışması bu tartışmayı çözdü.

Mevcut anlaşmazlık sadece bir analiz ve varsayım meselesi olabilir (belki de kozmik bir boşluk). Bununla birlikte, Freedman, önceki açmazın çözümünün bir kısmının, kozmik tarihin son yarısında, evrenin genişlemesinin akıllara durgunluk veren bir keşif olduğuna dikkat çekiyor. hızlanma. Yer tutucu “karanlık enerji” terimiyle tanımlanan bir şey bu ivmeyi besler. Henüz karanlık enerjinin ne olduğunu bilmesek de, tercih edilen bir görüş, onun uzayın kendisine özgü bir tür enerji olduğudur. Eğer öyleyse, uzay genişledikçe, karanlık enerji onunla birlikte artacak ve seyreltmek yerine aynı yoğunluğu koruyacaktır.

Mevcut çatışmanın arkasında yeni fizik de olabilir mi?

Evrenin genişlemesi yaklaşık 14 milyar yıl önce Büyük Patlama ile başladı. Kısa bir enflasyon patlamasından sonra, genişleme hızı yavaşladı, ardından birkaç milyar yıl sonra (tahminler değişir) karanlık enerji yerçekimine hükmettiğinde hızlanma başladı.
Nobel Ödülü Vakfı

Gong-Bo Zhao (Çin Bilimler Akademisi ve Portsmouth Üniversitesi, Birleşik Krallık) ve meslektaşları bu soruyu araştırmaya karar verdiler. Son tartışmanın, yoğunluğu yalnızca zamanla değişmekle kalmayıp aynı zamanda değişen, gelişen bir karanlık enerjiden kaynaklanıp kaynaklanmadığını araştırdılar. yolda yoğunluğu zamanla değişir.

Matematiksel olarak, eğer karanlık enerjinin yoğunluğu sabit kalırsa, durum denklemi, w, -1'e eşittir. Bu, onu kozmolojik sabit yapacaktır - lambda-soğuk-karanlık-madde (ΛCDM) paradigmasındaki lambda (Λ), modern kozmolojik çerçevemizin resmi adı. Gözlemler, kıpırdatma odası ile bu değeri desteklemektedir. Eğer w -1'den (-0.9, vb.) büyüktür, ancak o zaman evren genişledikçe karanlık enerjinin yoğunluğu yavaş yavaş azalır. Eğer w -1'den küçükse yoğunluk genişleme ile artar.

Zhao'nun ekibinin yaptığı şey, durum denkleminin tek bir değerde kalmak yerine kozmik zaman içinde gerçekten değişip değişmediğini kontrol etmekti. w değerler. Başkalarının gözlemlerinden oluşan geniş ve çeşitli bir kümeyi bir araya getiren ekip, verilerin ne tür bir kozmosu tanımlayabileceğini görmek için dikkatli bir şekilde analiz etti. 28 ağustos yazılıyor Doğa Astronomi, yazarlar sonucuna varıyor dır-dir rahatlatmak mümkün H0 durum denklemi -1 değerinin üstünde ve altında salınan dinamik bir karanlık enerjili gerilim. Bununla birlikte, analizlerinde bu çözüm için hafif bir kayırmacılık, bunun doğru cevap olduğunu kanıtlamak için istatistiksel olarak yeterince güçlü değil.

İşin güzel yanı, daha fazla veri bu gizemi çözecek. Ekip, 2018'de bir 3D kozmik harita oluşturmaya başlamayı hedefleyen yaklaşan Karanlık Enerji Spektroskopik Enstrüman (DESI) araştırmasına işaret ediyor.

Güneş tutulması astronomi iştahınızı mı açtı? Sky & Telescope aboneliği ile besleyin.


Boş bir argüman

Olan şey karanlık enerjidir. Evrenin enerji yoğunluğunun yüzde 69,2'sini toplayarak, basitçe… tuhaf davranıyor. Karanlık enerjinin en önemli özelliği yoğunluğunun sabit olmasıdır. İkinci en önemli özelliği, boş uzayın boşluğuna bağlı görünmesidir.

Bir kutu alın ve tüm maddeleri (düzenli ve karanlık), nötrinoları, radyasyonu kaldırarak her şeyi boşaltın. her şey. Eğer doğru yaptıysanız, bir kutu saf, katkısız vakuma sahip olacaksınız ve bu da bir kutu saf karanlık enerjiye sahip olacağınız anlamına geliyor. Kutunun boyutunu iki katına çıkarırsanız, karanlık enerjiniz iki katına çıkar.

Bu davranış, madde ve radyasyon davranışının tam tersidir. Sabit miktarda madde içeren bir kutunuz (ya da diyelim ki bir evreniniz) varsa ve bu kabın hacmini iki katına çıkarırsanız, maddenin yoğunluğu yarıya iner. Radyasyonun enerji yoğunluğu daha da azalır: Evrenin genişlemesi yalnızca radyasyonu seyreltmekle kalmaz, aynı zamanda dalga boyunu da uzatır.

Ancak evren genişledikçe, içinde sürekli olarak daha fazla boş alan (vakum) alırız, böylece sürekli olarak daha fazla karanlık enerji elde ederiz. Bunun bir tür enerji korunumu ilkesini ihlal ettiğinden endişeleniyorsanız, bu gece içiniz rahat olsun: Evren dinamik bir sistemdir ve Fizik 101'de öğretilen korunum yasalarının biçimi yalnızca statik sistemler için geçerlidir. Evren dinamik bir yerdir ve "enerjinin korunumu" kavramı hala geçerlidir, ancak daha karmaşık, sezgisel olmayan bir şekilde. Ama bu başka bir günün makalesi.

Ayrıca, karanlık enerjinin doğası hakkında nasıl bu kadar emin konuşabildiğimi merak ediyor olabilirsiniz, çünkü onu hiç anlamamışız gibi görünüyor. Haklısın: Karanlık enerjiyi anlamıyoruz. Hiç. Onun var olduğunu biliyoruz, çünkü evrenin hızlanan genişlemesini doğrudan gözlemliyoruz ve yarım düzine başka kanıt dizisinin tümü onun varlığına işaret ediyor.

Hızlandırılmış genişlemeyi neyin yarattığını bilmesek de, onu sabit yoğunluğa sahip uzay boşluğunun bir özelliği olarak modelleyebileceğimizi biliyoruz, bu yüzden şimdilik bu yeterli.


Büyük boşluklar

Aslında, karanlık enerjinin varlığına yönelik meydan okumalar genellikle en değerli kozmolojik modellerimize odaklanır. Kozmolojik İlke, maddenin evrendeki dağılımının hem homojen hem de izotropik olduğunu belirtir. Bununla birlikte, daha küçük ölçeklerde madde, yüz milyonlarca ışıkyılı boyunca uzanan büyük zincirler ve küme duvarları oluşturan gökadalar ve gökada kümeleri halinde düzenlenmiş topaklıdır. Yine de en önemlisi, Sloan Çin Seddi gibi bu en büyük yapılar yerçekimine bağlı değildir. Bu madde adacıkları arasında, madde yoğunluğunun çok daha düşük olduğu geniş boşluklar vardır. Kümede veya boşlukta olmanıza bağlı olarak, yerçekimi uzayın genişlemesini farklı şekilde etkiler.

Karanlık enerjinin varlığına yönelik zorluklar genellikle en değerli kozmolojik modellerimize odaklanır.

Hawaii Üniversitesi'nden István Szapudi'ye göre 64.000 dolarlık soru, yapının evrenin genişlemesini etkileyip etkilemediği değil – “Yaptığı açık” diyor – ama bu etkinin boyutu nedir?

Szapudi, 2017'de yayınlanan bir makaleyi birlikte yazdı (MNRAS 469 L1), Λ -CDM modelinin, evrende seyahat ederken - boşluklarda ve kümelerde kendini gösteren - değişen yapıyı hesaba katmadığını iddia eder. Evrenin genişleme modelleri tipik olarak Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker (FLRW) metriğini temel alır. Bu, Kozmolojik İlke ile tutarlı genişleyen bir evren için genel görelilik teorisini çözen ve sıfır olan uzay eğriliğinin her yerde aynı olduğu Friedmann denkleminin kesin çözümüdür. Bununla birlikte, Szapudi ve Budapeşte'deki Eötvös Loránd Üniversitesi'nden Gábor Rácz liderliğindeki meslektaşları, AvERA algoritmalarını kullanarak, simüle edilmiş genişlemelerinin çevreleyen yapıya bağlı olarak farklı oranlarda gerçekleştiğini buldular. Evrene, düşük yerçekiminin evrenin daha hızlı genişlemesine izin verdiği boşluklar hakim olduğundan, yalnızca tüm farklı genişleme oranlarının ortalamasını alarak genişleme hızlanıyor gibi görünebilir.


Karanlık enerji

Kozmolojinin büyük patlama modelinin gözlemsel temellerinden biri, evrenin gözlemlenen genişlemesiydi. Genişleme hızının ölçülmesi, çalışmanın kritik bir parçasıdır ve genişleme hızının neredeyse "düz" olduğu bulunmuştur. Yani, evren kritik yoğunluğa çok yakındır, bunun üzerinde yavaşlayıp gelecekteki bir "büyük krize" doğru çöker. Büyük bir kavramsal sorun, bu yoğunluğun bir kısmından fazlasını sıradan madde biçiminde gözlemleyememiş olmamızdı. Sıradan baryonik maddenin WMAP projeksiyonu, kritik yoğunluğun sadece %4,4'ü ve öngörülen "karanlık madde" dahil edildiğinde bile sadece %27'sidir. Böylece efektif yoğunluğun kalan %73'ünü hesaba katmak zorunda kaldık ve seçilen isim "karanlık enerji".

Astronomi ve astrofiziğin en büyük zorluklarından biri, evrenin uçsuz bucaksız uzaklıklarında mesafe ölçümüdür. 1990'lardan beri, tip Ia süpernovaların, belki de 1000 Mpc'ye kadar olan mesafenin tutarlı ölçümü için eşsiz bir fırsat sunduğu ortaya çıktı. Bu büyük mesafelerdeki ölçümler, evrenin genişleme hızının gerçekten hızlandığını gösteren ilk verileri sağladı. Bu ivme, yerçekimine karşı hareket eden ve genişlemenin hızlanmasına neden olacak bir enerji yoğunluğunu ifade eder. Bu, gözlemsel olarak doğrudan tespit edemediğimiz bir enerji yoğunluğudur - dolayısıyla "karanlık enerji".

Kritik yoğunluk için WMAP değerini ρ'de alırsakc,0 = 9,47 x 10 -27 kg/m3 ve karanlık enerjinin bunun yaklaşık %73'ünü oluşturduğunu varsayalım, o zaman karanlık enerjinin etkin yoğunluğu 4 hidrojen atomunun (m = 1,67 x 10 -27 kg) biraz üzerinde olacaktır. bir metreküp boşluk. Plüton'un ortalama yarıçapı olarak 5,9 x 109 km alır ve bu yarıçaptaki bir kürenin hacmini hesaplarsak, o küredeki karanlık enerji, güneşi temsil eden bir uzayda dağılmış 6 x 10 12 kg'ın hemen altına eşit olacaktır. sistem. Asteroit Ida'nın yoğunluğunun yaklaşık 2.7 g/cm3 olduğu ölçülmüştür. Böylece güneş sistemindeki tüm karanlık enerji, İda'nın malzemesinin yaklaşık 2.2 x 109 m3'ü veya yaklaşık 800 m yarıçaplı bir küre olacaktır. Ida'nın 1.2 x 1.4 x 1.6km boyutlarında Dactyl adında küçük bir uydusu veya ayı var, yani bu en küçük uydunun kütlesi tüm güneş sistemindeki karanlık enerjiyle karşılaştırılabilir. Yine de tüm evrene eşit bir şekilde yayılmış olan bu karanlık enerji, bu çağda evrenin genişlemesi üzerinde baskın etki haline gelir.


Gökbilimcilerin Herkesin Karanlık Madde ve Kara Enerji Hakkında Bilmesini İstedikleri

Haberlerde sıkça anlatılanlara bakarsanız, karanlık madde ve karanlık enerjinin yıkılmayı bekleyen kartlardan evler olduğu izlenimine kapılırsınız. Teorisyenler, tek tek galaksiler ve onların uyduları, tartışmaya açık bir şekilde, karanlık maddeye bir miktar yerçekimi modifikasyonunu tercih eden diğer seçenekleri araştırıyorlar, Evrenin ne kadar hızlı genişlediği konusunda büyük tartışmalar var ve süpernova verilerinden çıkardığımız sonuçların değiştirilmesi gerekebilir. Geçmişte, görünmeyen Evrenin, eterden phlogiston'a kadar orada olmayan maddeler içerdiğini varsayarak yanlış varsayımlarda bulunduğumuza göre, evrenin %95'inin olduğunu varsaymak daha büyük bir inanç sıçraması değil mi? Evren, yerçekimi yasasında sadece bir kusur olduğunu varsaymaktan daha görünmez, görünmeyen bir enerji biçimidir?

Cevap yankılanan, mutlak bir HayırEvreni inceleyen neredeyse tüm astronomlara, astrofizikçilere ve kozmologlara göre. İşte neden.

Kozmoloji, Evrenin ne olduğu, nasıl bu hale geldiği, kaderinin ne olduğu ve nelerden oluştuğunun bilimidir. Başlangıçta, bu sorular şairlerin, filozofların ve ilahiyatçıların alemindeydi, ancak 20. yüzyıl bu soruları kesin olarak bilim alanına getirdi. Einstein, Genel Görelilik teorisini ortaya koyduğunda, ilk fark edilen şeylerden biri, Evreni oluşturan alanı herhangi bir madde veya enerji formuyla doldurursanız, derhal kararsız hale gelir. Uzay madde ve enerji içeriyorsa genişleyebilir veya büzülebilir, ancak tüm statik çözümler kararsızdır. Evrenin Hubble genişlemesini ölçtüğümüzde ve Kozmik Mikrodalga Arka Planı biçiminde Büyük Patlama'dan arta kalan parıltıyı keşfettiğimizde, kozmoloji iki sayıyı ölçme arayışına dönüştü: genişleme hızının kendisi ve bu oranın zaman içinde nasıl değiştiği. Bunları ölçün ve Genel Görelilik size Evren hakkında bilmek isteyebileceğiniz her şeyi söyler.

olarak bilinen bu iki sayı H_0 ve q_0, sırasıyla Hubble parametresi ve yavaşlama parametresi olarak adlandırılır. Maddelerle dolu bir Evreni alır ve belirli bir oranda genişlemeye başlarsanız, bu iki büyük fiziksel fenomenin - yerçekimi çekimi ve ilk genişlemenin - birbiriyle savaşmasını beklersiniz. Her şeyin nasıl ortaya çıktığına bağlı olarak, Evren üç yoldan birini izlemelidir:

  1. Evren yeterince hızlı genişler ki, Evrendeki tüm madde ve enerjiyle bile genişlemeyi yavaşlatabilir ama asla tersine çeviremez. Bu durumda Evren sonsuza kadar genişler.
  2. Evren hızla genişlemeye başlar, ancak çok fazla madde ve enerji vardır. Genişleme yavaşlar, durur, tersine döner ve Evren sonunda yeniden çöker.
  3. Ya da belki Evren - Goldilocks'taki üçüncü kase yulaf lapası gibi - tam kararında. Belki de Evrendeki genişleme hızı ve madde miktarı mükemmel bir şekilde dengelenmiştir, genişleme hızı sıfıra asimptottur.

Bu son durum ancak Evrenin enerji yoğunluğunun mükemmel bir şekilde dengelenmiş bir değere eşit olması durumunda gerçekleşebilir: kritik yoğunluk.

Bu aslında güzel bir kurgu, çünkü Genel Relativite'den türettiğiniz denklemler burada tamamen deterministik. Evrenin bugün nasıl genişlediğini ve geçmişte nasıl genişlediğini ölçün ve Evrenin tam olarak neyden yapılması gerektiğini bilirsiniz. Evrenin kaç yaşında olması gerektiğini, içinde ne kadar madde ve radyasyon (ve eğrilik ve diğer herhangi bir şey) olması gerektiğini ve diğer her türlü ilginç bilgiyi türetebilirsiniz. Bu iki sayıyı tam olarak bilseydik, H_0 ve q_0, hem Evrenin yaşını hem de Evrenin neyden yapıldığını hemen bilirdik.

Şimdi, bu yola çıktığımızda bazı ön yargılarımız vardı. Estetik veya matematiksel olarak önyargılı nedenlerle, bazı insanlar yeniden çökmekte olan Evreni tercih ederken, diğerleri kritik Evreni ve yine de diğerleri açık olanı tercih etti. Gerçekte, eğer Evreni anlamak istiyorsanız, yapabileceğiniz tek şey onu incelemek ve neyden yapıldığını sormaktır. Fizik yasalarımız bize Evrenin geri kalanı tarafından hangi kuralların ölçümle belirlendiğini söyler. Uzun bir süre, Hubble sabitinin ölçümleri oldukça belirsizdi, ancak bir şey netleşti: Evren %100 normal maddeden yapılmışsa, Evren çok genç olurdu.

Genişleme oranı ise, H_0, hızlıydı, 100 km/s/Mpc gibi, Evren sadece 6,5 milyar yaşında olurdu. Küresel kümelerdeki yıldızların yaşlarının - kuşkusuz, Evrendeki en eski yıldızlardan bazılarının - en az 12 milyar yaşında olduğu (ve birçok alıntının 14-16 milyara yakın olduğu) göz önüne alındığında, Evren bu kadar genç olamazdı. Bazı ölçümler yapılırken H_0 55 km/s/Mpc gibi önemli ölçüde daha düşüktü, bu hala 11-ve-değişen milyar olan bir Evren verdi: hala içinde bulduğumuz yıldızlardan daha genç. Dahası, 1970'ler, 1980'ler ve sonrasında giderek daha fazla ölçüm geldikçe, 40'lı veya 50'li yıllarda anormal derecede düşük bir Hubble sabitinin verilerle uyuşmadığı açıkça ortaya çıktı.

Aynı zamanda, Evrendeki hafif elementlerin ne kadar bol olduğunu kesin olarak ölçmeye başlıyorduk. Big Bang Nükleosentez, Big Bang'den ne kadar bağıl hidrojen, helyum-4, helyum-3, döteryum ve lityum-7'nin kalması gerektiğinin bilimidir. Bu hesaplamada fiziksel sabitlerden türetilemeyen tek parametre, size Evrendeki normal maddenin yoğunluğunu söyleyen baryon-foton oranıdır. (Bu, fotonların sayı yoğunluğu ile ilgilidir, ancak bu, Kozmik Mikrodalga Arkaplanından kolayca ölçülebilir.) O zamanlar biraz belirsizlik olsa da, maddenin %100'ünün “normal” olamayacağı çok çabuk anlaşıldı. ” ama en fazla sadece %10 civarında. Fizik yasalarının doğru olmasının ve size %100 normal maddeden oluşan bir Evren vermesinin hiçbir yolu yoktur.

1990'ların başında, bu, tümü bu kozmik bulmacanın parçalarına işaret eden bir dizi gözlemle örtüşmeye başladı:

  • En yaşlı yıldızlar en az 13 milyar yaşında olmalıydı,
  • Evren %100 maddeden yapılmış olsaydı, H_0 o kadar eski bir Evren elde etmek için 50 km/s/Mpc'den daha büyük olamaz,
  • Galaksiler ve galaksi kümeleri, çok sayıda karanlık madde olduğuna dair güçlü kanıtlar gösterdi.
  • Kümelerden elde edilen X-ışını gözlemleri, maddenin sadece %10-20'sinin normal madde olabileceğini gösterdi.
  • Evrenin geniş ölçekli yapısı (yüz milyonlarca ışık yılı ölçeğindeki galaksiler arasındaki korelasyonlar), normal maddenin sağlayabileceğinden daha fazla kütleye ihtiyacınız olduğunu gösterdi.
  • ancak Evrenin hacmine ve bunun zaman içinde nasıl değiştiğine bağlı olan derin kaynak sayıları, %100 maddenin çok fazla olduğunu gösterdi.
  • Kütleçekimsel merceklenme bu gökada kümelerini "ağırlaştırmaya" başlıyordu ve kritik yoğunluğun yalnızca %30'unun Toplam Önemli olmak,
  • ve Big Bang Nükleosentezi gerçekten de sadece

Çoğu gökbilimci bu zamana kadar karanlık maddeyi kabul etmişti, ancak yalnızca karanlık ve normal maddeden oluşan bir Evren bile hala sorunlu olurdu. İçindeki yıldızlar için yeterince yaşlı değildi! 1990'ların sonunda bir araya gelen iki kanıt bize ileriye giden yolu verdi. Biri bize Evrenin uzaysal olarak düz olduğunu gösteren kozmik mikrodalga arka planıydı ve bu nedenle oradaki toplam madde miktarı %100'e ulaştı. Yine de hepsi madde olamaz, hatta normal ve karanlık maddenin bir karışımı bile! Diğer kanıt ise, Evrende hızlanmasına neden olan bir bileşen olduğunu gösteren süpernova verileriydi: bu karanlık enerji olmalı. Bugün bile çok sayıda kanıta bakıldığında, hepsi tam olarak bu resme işaret ediyor.

Yani ya tüm bu bağımsız kanıtlara sahipsiniz, hepsi aynı resme işaret ediyor: Genel Görelilik yerçekimi teorimizdir ve Evrenimiz 13,8 milyar yaşındadır.

Toplam maddenin %30'u, yaklaşık %5'i normal madde ve %25'i karanlık maddedir. Geçmişte önemli olan fotonlar ve nötrinolar var, ancak bugün sadece yüzde birlik küçük bir kısmı. Kozmik mikrodalga arka planındaki küçük ölçekli dalgalanmalar, Evrenin büyük ölçekli yapısındaki baryon salınımları, yüksek kırmızıya kaymalı kuasarlar ve gama ışını patlamaları gibi daha da büyük kanıtlar ortaya çıktıkça, bu resim değişmedi. Tüm ölçeklerde gözlemlediğimiz her şey buna işaret ediyor.

Bunun çözüm olacağı her zaman açık değildi, ancak bu tek çözüm, kelimenin tam anlamıyla tüm gözlemler için işe yarıyor. Birisi “karanlık madde ve/veya karanlık enerjinin var olmadığı” hipotezini ortaya koyduğunda, üstü kapalı soruyu cevaplama sorumluluğu onlardadır, “tamam, o zaman tüm Evreni açıklamak için yerçekimi teoriniz olarak Genel Göreliliğin yerini alan şey nedir? " Yerçekimi dalgası astronomisi, Einstein'ın en büyük teorisini daha da çarpıcı bir şekilde daha da doğruladığından, Genel Göreliliğe alternatif olan birçok alternatif bile ortadan kalktı. Şimdiki haliyle, karanlık maddeyi ve karanlık enerjiyi başarıyla ortadan kaldıran ve hala gördüğümüz her şeyi açıklayan hiçbir teori yok. Var olana kadar, modern resmin ciddiye alınmayı hak eden gerçek bir alternatifi yoktur.

Evrenin %95'inin karanlık olması size doğru gelmeyebilir. Prensip olarak yapmanız gereken tek şey, temel yasalarınızı yenileriyle değiştirmek olduğunda, bu makul bir olasılık gibi görünmeyebilir. Ancak bu yasalar bulunana ve matematiksel olarak var olabilecekleri bile gösterilene kadar, kesinlikle tüm kanıtların işaret ettiği Evrenin tarifini yapmak zorundasınız. Başka bir şey basitçe bilimsel olmayan bir sonuçtur.


Bölüm 23- Karanlık Madde + Karanlık Enerji

1) Neden karanlık maddeye "karanlık" deriz?
A) Görünür ışık yaymaz.
B) Yaydığı radyasyonun türünü tespit edemeyiz.
C) Herhangi bir dalga boyunda hiç veya çok az radyasyon yayar.
D) Bir galaksideki yıldızların ışığını engeller.

2) "Karanlık enerji" ile ne kastedilmektedir?
A) E=mc2 yoluyla karanlık madde ile ilişkili enerji
B) Yerçekimine karşı gelen bilinmeyen herhangi bir kuvvet
C) Evrensel genişlemenin hızlanmasına neden olan etmen
D) Karanlık maddeyi oluşturduğuna inanılan yüksek enerjili parçacıklar
E) Büyük Patlamadan sonra ama ilk yıldızlardan önce Evrendeki toplam enerji

3) Samanyolu'nun kütlesinin yüzde 90'ının neden karanlık madde şeklinde olduğuna inanıyoruz?
A) Galaktik merkezden uzaktaki yıldızların yörünge hızları şaşırtıcı derecede yüksektir, bu da bu yıldızların haledeki görünmeyen maddenin yerçekimi etkilerini hissettiklerini düşündürür.
B) Karanlık madde görünür ışık yaymamasına rağmen radyo dalga boylarında görülebilir ve bu tür gözlemler halenin bu maddeyle dolu olduğunu doğrular.
C) Gökada oluşumunun teorik modelleri, bir gökadanın Samanyolu diskinde gördüğümüzün en az 10 katı kadar maddeye sahip olmadıkça oluşamayacağını, halenin karanlık maddeyle dolu olduğunu düşündürür.
D) Uzak galaksilere bakışımız bazen gökyüzündeki koyu lekeler tarafından engellenir ve bu lekelerin halede bulunan karanlık madde olduğuna inanıyoruz.

5) Samanyolu'nun karanlık madde içerdiğini gösteren kanıtlar nelerdir?
A) Galaktik merkezden uzakta, galaksinin yörüngesinde dönen atomik hidrojen bulutlarını beklenmedik bir şekilde yüksek hızlarda, yalnızca görebildiğimiz nesnelerden gelen kütle çekimini hissetseydiklerinden daha yüksek hızlarda gözlemliyoruz.
B) Samanyolu şeridi boyunca arkalarındaki yıldızların ışığını engelleyen birçok karanlık madde şeridi görüyoruz.
C) Samanyolu'nun halesinde yıldızlar arasında birçok karanlık boşluk görüyoruz.
D) Kızılötesi veya radyo gibi farklı dalga boylarında gözlem yaptığımızda, görünür ışık gözlemlerinde görünmeyen nesneler görürüz.
E) Galaktik merkeze baktığımızda karanlık maddeden oluşan büyük bir kara delik gözlemleyebiliriz.

6) Samanyolu Galaksisinde karanlık madde yoksa, gözlemler için en iyi alternatif açıklama nedir?
A) Atom bulutlarının ve yıldızların yörünge hızlarını doğru bir şekilde ölçmüyoruz.
B) Atom bulutlarına ve yıldızlara olan mesafeleri doğru ölçmüyoruz.
C) Görünür veya "parlak" maddeye yeterince kütle atfetmiyoruz.
D) Galaksideki tüm görünür veya "parlak" maddeleri gözlemlemiyoruz.
E) Yerçekimi anlayışımız galaksi boyutundaki ölçekler için doğru değildir.

10) Bir galaksinin tayf çizgisinin genişlediğini, yani bir dizi dalga boyunu kapladığını gördüğümüzde, şu sonuca varırız:
A) Bir yıldızın yörünge hızının çok iyi bir çözünürlüğüne sahip değiliz.
B) Son derece yüksek yörünge hızlarında hareket eden birçok yıldız vardır.
C) Galaksideki tek tek yıldızlar arasında farklı Doppler kaymaları vardır.
D) aslında bir atomik gaz bulutunun yörünge hızını ölçüyoruz.
E) aslında karanlık maddenin yörünge hızını ölçüyoruz.

11) Bir galaksi için büyük bir kütle-ışık oranı şunu gösterir:
A) Galaksi çok büyüktür.
B) Galaksi çok büyük değildir.
C) Ortalama olarak, galaksideki her bir madde kütlesi Güneşimizden daha az ışık yayar.
D) Ortalama olarak, galaksideki maddenin her bir güneş kütlesi Güneşimizden daha fazla ışık yayar.
E) Galaksideki yıldızların çoğu Güneşimizden daha büyüktür.

12) Samanyolu Gökadası'nın iç bölgesi için güneş ışığı başına güneş kütlesi birimi cinsinden kütle-ışık oranı nedir?
A) 1.000
B) 600
C) 100
D) 6
E) 0.1

15) Bir kümenin kütlesini belirlemek için kullanılan aşağıdaki yöntemlerden hangisi Newton'un yerçekimi yasalarına bağlı değildir?
A) Bir kümedeki galaksilerin yörünge hızlarını ölçmek
B) küme içi ortamdaki X-ışını gazının sıcaklığının ölçülmesi
C) yerçekimi merceğinin neden olduğu bozulma miktarını ölçmek
D) Yukarıdakilerin hiçbiri

16) 1960'lara kadar galaksi kümelerindeki küme içi ortam neden keşfedilmedi?
A) O zamana kadar ne kadar karanlık maddenin var olduğunu bilmiyorduk.
B) O zamana kadar gökada kümelerini gözlemleme kararlılığına sahip değildik.
C) Samanyolu, uzak galaksi kümelerini görmemizi engelliyordu.
D) Ortam, Dünya'nın atmosferi tarafından engellenen ve gözlemlenebilmesi için uzayda X-ışını uydularının bulunması gereken X ışınları yayar.
E) Ortamdan yayılan radyasyon o kadar zayıftı ki çok daha büyük teleskoplar yapana kadar onu tespit edemedik.

18) Yerçekimi merceklenmesi şu durumlarda meydana gelir:
A) Büyük nesneler, yakınlardan geçen ışık ışınlarını büker.
B) kütleli cisimler uzaktaki cisimlerin olması gerekenden daha büyük görünmesine neden olur ve uzaktaki cisimleri daha iyi çözünürlükle gözlemleyebiliriz.
C) karanlık madde uzayın belirli bir bölgesinde birikerek çok yoğun bir bölgeye ve son derece yüksek bir kütle-ışık oranına yol açar.
D) teleskop mercekleri yerçekimi tarafından bozulur.

19) Aşağıdakilerden hangisi karanlık maddenin kanıtı değildir?
A) sarmal gökadaların düz dönüş eğrileri
B) eliptik bir gökadanın tayfındaki soğurma çizgilerinin genişlemesi
C) Gökada kümelerindeki sıcak gazın X-ışını gözlemleri
D) galaksi kümelerinin etrafındaki kütleçekimsel merceklenme
E) Evrenin genişlemesi

24) Bir parçacığın zayıf etkileşen bir parçacık olduğunu söylediğimizde ne demek istiyoruz?
A) Sadece zayıf kuvvetle etkileşir.
B) Sadece zayıf kuvvet ve yerçekimi kuvveti ile etkileşir.
C) Evrendeki nesneleri etkilemeyecek kadar küçüktür.
D) Herhangi bir baryonik madde türü ile etkileşime girmez.
E) Zayıf kuvvetle etkileşen tek parçacık türüdür.

25) Galaksilerdeki karanlık madde neden nötrinolardan oluşamaz?
A) Tüm karanlık maddeyi oluşturmaya yetecek kadar nötrino yoktur.
B) Nötrinoların kütlesi yoktur, sadece zayıf kuvvetle etkileşirler.
C) Gezegenler ve nötron yıldızları gibi karanlık kütleli nesnelerin nötrinolardan yapılmadığını biliyoruz.
D) Nötrinolar son derece yüksek hızlarda hareket ederler ve bir galaksinin yerçekiminden kaçabilirler.
E) Big Bang nükleosentez evrende kaç tane nötrino olduğunu sınırlar.

28) Güneş sistemimiz veya Samanyolu gibi sistemlerde uzay neden genişlemiyor?
A) Hubble’s law of expansion applies only to the space between galaxies.
B) We are so close to these systems that we don’t observe their expansion.
C) The universe is not old enough yet for these objects to begin their expansion.
D) Their gravity is strong enough to hold them together against the expansion of the universe.

42) What is not a main source of evidence for the existence of dark matter?
A) massive blue stars
B) rotation curves of disk galaxies
C) stellar motions in elliptical galaxies
D) velocities and positions of galaxies in clusters of galaxies
E) gravitational lensing by clusters of galaxies

1) Which of the following best summarizes what we mean by dark matter?
A) matter that we have identified from its gravitational effects but that we cannot see in any wavelength of light
B) matter that may inhabit dark areas of the cosmos where we see nothing at all
C) matter consisting of black holes
D) matter for which we have theoretical reason to think it exists, but no observational evidence for its existence

26) Which of the following are candidates for dark matter?
A) brown dwarfs
B) Jupiter-size objects
C) WIMPs
D) faint red stars
E) all of the above

2) Which of the following best summarizes what we mean by dark energy?
A) It is a name given to whatever is causing the expansion of the universe to accelerate with time.
B) It is the energy contained in dark matter.
C) It is the energy of black holes.
D) It is a type of energy that is associated with the "dark side" of The Force that rules the cosmos.

3) The text states that luminous matter in the Milky Way seems to be much like the tip of an iceberg. This refers to the idea that
A) luminous matter emits white light, much like the light reflected from icebergs.
B) black holes are much more interesting than ordinary stars that give off light.
C) dark matter represents much more mass and extends much further from the galactic center than the visible stars of the Milky Way.
D) the luminous matter of the Milky Way is essentially floating on the surface of a great sea of dark matter.

8) In general, when we compare the mass of a galaxy or cluster of galaxies to the amount of light it emits (that is, when we look at it mass-to-light ratio), we expect that
A) the higher amount of mass relative to light (higher mass-to-light ratio), the lower the proportion of dark matter.
B) the higher the amount of mass relative to light (higher mass-to-light ratio), the greater the proportion of dark matter.
C) the amount of light should be at least one solar luminosity for each solar mass of matter (mass-to-light ratio less than or equal to 1).
D) the higher the amount of mass relative to light (higher mass-to-light ratio), the older the galaxy or cluster.

9) Which of the following is not one of the three main strategies used to measure the mass of a galaxy clusters?
A) measuring the speeds of galaxies orbiting the cluster’s center
B) studying X-ray emission from hot gas inside the cluster
C) observing how the cluster bends light from galaxies located behind it
D) measuring the temperatures of stars in the halos of the galaxies

10) When we say that a cluster of galaxies is acting as a gravitational lens, what do we mean?
A) It magnifies the effects of gravity that we see in the cluster.
B) It is an unusually large cluster that has a lot of gravity.
C) It bends or distorts the light coming from galaxies located behind it.
D) The overall shape of the cluster is that of a lens.

11) Which of the following statements best summarizes current evidence concerning dark matter in individual galaxies and in clusters of galaxies?
A) Dark matter is the dominant form of mass in both clusters and in individual galaxies.
B) Dark matter is present between galaxies in clusters, but not within individual galaxies.
C) Dark matter is present in individual galaxies, but there is no evidence that it can exist between the galaxies in a cluster.
D) Within individual galaxies, dark matter is always concentrated near the galactic center, and within clusters it is always concentrated near the cluster center.

13) What do we mean when we say that particles such as neutrinos or WIMPs are weakly interacting?
A) The light that they emit is so weak that it is undetectable to our telescopes.
B) They are only weakly bound by gravity, which means they can fly off and escape from galaxies quite easily.
C) They respond to the weak force but not to the electromagnetic force, which means they cannot emit light.
D) They interact with other matter only through the weak force and not through gravity or any other force.

14) Which of the following best sums up current scientific thinking about the nature of dark matter?
A) Most dark matter probably consists of weakly interacting particles of a type that we have not yet identified.
B) Dark matter consists 90% of neutrinos and 10% of WIMPs.
C) There is no longer any doubt that dark matter is made mostly of WIMPs.
D) Dark matter probably does not really exist, and rather indicates a fundamental problem in our understanding of gravity.

15) When we speak of the large-scale structure of the universe, we mean
A) the structure of any large galaxy.
B) the structure of any individual cluster of galaxies.
C) the overall shape of the observable universe.
D) the overall arrangement of galaxies, clusters of galaxies, and superclusters in the universe.

17) What is the primary form of evidence that has led astronomers to conclude that the expansion of the universe is accelerating?
A) observations of the speeds of individual galaxies in clusters
B) measurements of the rotation curve for the universe
C) measurements of how galaxy speeds away from the Milky Way have increased during the past century
D) observations of white dwarf supernovae

6) How do we know that galaxy clusters contain a lot of mass in the form of hot gas that fills spaces between individual galaxies?
A) We infer its existence by observing its gravitational effects on the galaxy motions.
B) The hot gas shows up as bright pink in visible-light photos of galaxy clusters.
C) We can observe the frictional effects of the hot gas in slowing the speeds of galaxies in the clusters.
D) We detect this gas with X-ray telescopes.

7) Why does the temperature of the gas between galaxies in galaxy clusters tell us about the mass of the cluster?
A) The temperature is always directly related to mass, which is why massive objects are always hotter than less massive objects.
B) The temperature tells us the average speeds of the gas particles, which are held in the cluster by gravity, so we can use these speeds to determine the cluster mass.
C) The temperature of the gas tells us the gas density, so we can use the density to determine the cluster’s mass.
D) The question is nonsense—gas temperature cannot possibly tell us anything about mass.

8) How does gravitational lensing tell us about the mass of a galaxy cluster?
A) The lensing allows us to determine the orbital speeds of galaxies in the cluster, so that we can determine the mass of the cluster from the orbital velocity law.
B) The lensing broadens spectral lines, and we can use the broadening to "weigh" the cluster.
C) Using Einstein’s general theory of relativity, we can calculate the cluster’s mass from the precise way in which it distorts the light of galaxies behind it.
D) Newton’s universal law of gravitation predicts how mass can distort light, so we can apply Newton’s law to determine the mass of the cluster.

9) If WIMPs really exist and make up most of the dark matter in galaxies, which of the following is not one of their characteristics?
A) They travel at speeds close to the speed of light.
B) They are subatomic particles.
C) They can neither emit nor absorb light.
D) They tend to orbit at large distances from the galactic center.

10) Is space expanding within clusters of galaxies?
A) No, because the universe is not old enough yet for these objects to have begun their expansion.
B) No, because expansion of the universe affects only empty space, not space in which matter is present.
C) Yes, and that is why clusters tend to grow in size with time.
D) No, because their gravity is strong enough to hold them together even while the universe as a whole expands.

11) Which of the following statements about large-scale structure is probably not true?
A) Galaxies and clusters have grown around tiny density enhancements that were present in the early universe.
B) Voids between superclusters began their existence as regions in the universe with a slightly lower density than the rest of the universe.
C) Many cluster and superclusters are still in the process of formation as their gravity gradually pulls in new members.
D) Clusters and superclusters appear to be randomly scattered about the universe, like dots sprinkled randomly on a wall.

12) Based on current evidence, a supercluster is most likely to have formed in regions of space where
A) the density of dark matter was slightly higher than average when the universe was very young.
B) there was an excess concentration of hydrogen gas when the universe was very young.
C) supermassive black holes were present in the very early universe.
D) the acceleration of the expansion was proceeding faster than elsewhere.

14) Which of the following statements best describes the current state of understanding regarding the apparent acceleration of the expansion of the universe?
A) The cause of the acceleration is well-understood, and attributed to the particles that make up dark energy.
B) We have moderately strong evidence that the acceleration is real, but essentially no idea what is causing it.
C) The acceleration is very important in the cosmos today, but the evidence indicates that it will eventually slow down, allowing the universe to recollapse.
D) The acceleration probably is not real, and what we attribute to acceleration is probably just a misinterpretation of the data.

13) Based on current evidence, how does the actual average density of matter in the universe compare to the critical density?
A) If we include dark matter, the actual density equals the critical density.
B) The actual density, even with dark matter included, is less than about a third of the critical density.
C) The actual density of dark matter and luminous matter combined is no more than about 1% of the critical density.
D) The actual density of matter is many times higher than the critical density.

15) Some people wish that we lived in a recollapsing universe that would eventually stop expanding and start contracting. For this to be the case, which of the following would have to be true (based on current understanding)?
A) Dark energy is the dominant form of energy in the cosmos.
B) Dark energy does not exist and there is much more dark matter than we are aware of to date.
C) Neither dark energy nor dark matter really exist.
D) Dark energy exists but dark matter does not.

16) Hubble’s constant is related to the age of the universe, but the precise relationship depends on the way in which the expansion rate changes with time. For a given value of Hubble’s constant today (such as 24 km/s/Mly), the age of the universe is oldest if what is true?
A) The expansion rate has remained nearly constant with time (a coasting universe).
B) The expansion rate has slowed by the amount expected for a universe with the critical density (a critical universe).
C) The expansion rate has been increasing with time (an accelerating universe).
D) The expansion rate is slowing dramatically with time (a recollapsing universe).

17) Imagine that it turns out that dark matter (not dark energy) is made up of an unstable form of matter that decays into photons or other forms of energy about 50 billion years from now. Based on current understanding, how would that affect the universe at that time?
A) Stars would cease to exist when the dark matter is gone.
B) Planetary systems would expand and disperse.
C) The galaxies in clusters would begin to fly apart.
D) The universe would cease its expansion.


Connecting Quarks with the Cosmos: Eleven Science Questions for the New Century (2003)

AN EMERGING COSMIC RECIPE

What is the universe made of? The answer to this very simple question is not so simple. Baryons, the familiar neutrons and protons of which we, Earth, and the stars are made of, do not account for most of the mass in the universe. Instead, we appear to live in a universe composed primarily of new, unfamiliar, and unidentified forms of matter and energy. Three main pieces of evidence support this conclusion.

Big bang nucleosynthesis, the very successful theory of the nuclear origin of the lightest elements in the periodic table, together with recent measurements of the amount of deuterium (heavy hydrogen) in the universe, indicates that only about 4 percent of the mass and energy in the universe is in the form of ordinary matter (baryons), with the rest in an unknown form.

Since the pioneering work of Fritz Zwicky in the 1930s, astronomers have suspected that a dark component of matter&mdashone that neither emits nor absorbs light&mdashaccounts for most of the mass of the universe. Over the last decade, the astronomy community reached a consensus that dark matter is ubiquitous in galaxies and accounts for most of the mass of clusters of galaxies and superclusters (larger systems composed of several clusters). Most of the mass of our universe is in dark matter. Further, because of the sheer quantity of dark matter, more than can be accounted for in the form of ordinary matter, it must be made of something exotic&mdashwith elementary particles produced in the early hot universe being the leading candidate. The leading candidate particles are axions and neutralinos (see Chapter 3).

Over the last few years, astronomers have made an even more remarkable and more puzzling discovery about the composition of the universe. Using high-redshift type Ia supernovae to probe the expansion history of the universe, they have found evidence that the expansion is

speeding up, and not slowing down as expected. This result implies the existence of large amounts of &ldquodark energy&rdquo whose gravitational force is repulsive (see Box 5.1).

Perhaps the biggest puzzle of all is the odd mix that makes up our universe&mdashordinary matter, exotic dark matter, and dark energy, all in significant amounts. This odd arrangement may imply, as the Ptolemaic epicycles did, that we are lacking a deep enough understanding of the laws of physics underlying our universe. It is even possible that what we call dark matter and dark energy are the signatures of some unknown aspect of gravity or space-time itself.

The Universe Is Flat

According to Einstein&rsquos theory of general relativity, the total density of matter and energy (mass or energy per unit volume) in the universe determines the spatial curvature of the universe (see Box 5.2). For one density&mdash the so-called critical density&mdashthe universe is uncurved (&ldquoflat&rdquo) and the geometry is just that of Euclid. A supercritical (closed) universe curves back on itself (like the surface of a balloon, only in all three dimensions rather than two), and a subcritical (open) universe is curved away from itself, like a saddle. The contributions to the composition of the universe mentioned above sum to a value close to the critical density, indicating a flat universe.

The cosmic microwave background (CMB) can also be used to determine the shape of the universe and thereby provide an independent accounting of the total amount of matter and energy. The angular size of the hot and cold spots in the microwave background is directly related to the shape of the universe&mdashin a closed universe the hot and cold spots appear larger than in a flat or open universe, because the overall curvature of space acts as a cosmic lens, magnifying or demagnifying the spots (see Figure 5.1). Researchers have recently made spectacular progress with the measurement of the angular scale of the hot and cold spots on the CMB. The BOOMERanG, MAXIMA, and DASI experiments have confirmed indications from earlier experiments that the universe is indeed flat, which implies a density deviating from the critical density by at most 6 percent.

These CMB experiments not only have determined the shape of the universe but also have provided an important cross-check on the accounting of the composition of the universe. Future CMB experiments, including the MAP and the Planck satellite missions, should reveal important clues about the nature of the dark matter and dark energy. However, more experiments will ultimately be needed to clarify the nature of both.

BOX 5.1 EINSTEIN&rsquoS GRAVITY CAN BE REPULSIVE

The most familiar feature of gravity is that it pulls, not pushes. According to Newton&rsquos theory the gravitational force exerted by an object is always attractive and proportional to its mass. Not so, according to Einstein&mdashin unusual circumstances gravity can be repulsive. Einstein&rsquos theory, which extends our understanding of gravity into situations when gravity is very strong or particles move very fast, has other more familiar, amazing features, including black holes.

While the central idea of Einstein&rsquos theory is the description of gravity as a property of curved space rather than a force, one can still discuss Einstein&rsquos gravity in terms of forces. Because mass and energy are related through Einstein&rsquos most famous equation, E = mc 2 , it is not surprising that energy replaces mass in Einstein&rsquos version of a gravitational force. What is new is that pressure also generates gravity. (Recall that pressure can be thought of as momentum flowing in a particular direction.) When thinking of gravity as force in general relativity, it is the energy and the pressure (E + 3P) that determine the strength of the gravitational force exerted by an object.

The pressure of an ordinary gas is outward and positive. According to Einstein&rsquos equations then, the gravitational pull of a ball of hot gas (e.g., our Sun) is greater than that of an equivalent mass of cold particles that have no pressure. For most situations the difference is too small to be of any importance. However, it is precisely this feature of Einstein&rsquos theory that leads to the prediction of black holes, objects that cannot support themselves against the force of gravity and collapse to a singularity. For example, in any stationary object like the Sun or Earth the force of gravity must be balanced by an outward pressure if the object is to retain its shape and size. (In our Sun, the pressure arises from the hot gas of which it is made.) The extra gravitational force due to the pressure term is small. In more massive objects gravity is stronger and the corresponding resisting pressure must be stronger. But as the pressure increases, the correction to the pull of gravity also increases. For very massive objects, the extra gravitational forces due to the pressure itself can exceed the outward push of the pressure itself (remember the factor of 3 in front of pressure in the gravitational force equation) and is counterproductive. For very massive objects, in the end the pressure that initially supports the object against gravity only hastens the collapse to a black hole.

Although there are good reasons to believe that energy cannot be negative, negative pressure is a feature of anything that is elastic (e.g., a rubber band or sheet of rubber). For a rubber sheet or a rubber band, the small decrease in the gravitational attraction is too small to measure. However, there are situations in which the pressure can be comparable in magnitude to the energy, but negative, so that gravity becomes repulsive. The most extreme case is the energy of the quantum vacuum, where the pressure is the exact opposite of the energy, with the result that the gravitational pull is not only twice what Newton would predict but also repulsive! In Einstein&rsquos theory of gravity, repulsive gravity is possible, but in Newton&rsquos theory it is not.

In constructing his original static model of our universe, Einstein tuned one feature of his theory: He balanced the attractive force of matter in the universe against the repulsive force of his cosmological constant, which is mathematically equivalent to vacuum energy (described above). If the expansion of the universe is indeed speeding up and not slowing down, as current observations indicate, one need not go beyond Einstein&rsquos theory for an explanation. We are simply seeing a new feature of gravity.

Not Much Ordinary Matter

There is now much evidence that the kind of matter we are made of accounts for only a small amount (around 4 percent) of the total mass and energy budget of the universe. Three independent methods point to this conclusion (see Figure 5.2).

During the first 3 minutes after the big bang, protons and neutrons fused together to form the nuclei of the lightest elements in the periodic table, hydrogen, deuterium (heavy hydrogen), tritium, helium, and lithium. The relative abundance of these elements, particularly deuterium, is sensitive to the density of ordinary matter. The recent measurement of the primordial

BOX 5.2 UNDERSTANDING THE CURVATURE OF SPACE-TIME

The central idea of Einstein&rsquos theory of relativity is the curvature of space-time. While it is difficult (if not impossible) to visualize curved three-dimensional space, the tools of modern mathematics can describe it readily. However, it is possible to visualize a lower dimensional curved space. Imagine a universe with only two spatial dimensions, rather than the three of our space time. The two-dimensional analogue of our universe can take on three different shapes: flat, like a sheet of ordinary paper positively curved (closed), like the surface of a ball or negatively curved (open), like a saddle (or a potato chip), as shown in Figure 5.2.1.

Viewed from the luxury of our three space dimensions, these two-dimensional universes are seen to be very different. However, there are also simple mathematical measurements that the hypothetical two-dimensional inhabitants of these universes could make to discover the shape of their universe. The simplest involves one of the most basic truths of Euclidean geometry: In flat (Euclidean) space, the angles of a triangle sum to 180 degrees. This is not true for the open or closed spaces: for the closed universe (surface of a ball), the angles in a triangle always sum to greater than 180 degrees, and for the open universe (saddle) the sum is always less than 180 degrees. Without escaping to three dimensions, the two-dimensional inhabitants of these curved universes can determine the shape of their universe.

We can do the same. The trick in all of this is using really big triangles. In a tiny triangle laid out on the surface of a ball, the amount by which the angles exceed 180 degrees is too small to measure. In our universe, the largest triangle we can lay out extends to the surface of last scattering for the CMB. Measuring the size of hot and cold spots on the microwave sky uses the triangle method to determine the shape of our universe. The physical size of these spots depends on simple physics and not on the shape of the universe. However, the angular size of the spots does depend on the shape, through the triangle effect just discussed. By measuring the size of these spots, the BOOMERanG, MAXIMA, and DASI experiments were in essence determining the sum of the angles in the largest triangle we can lay out.


The Universe in a Nutshell

In the previous sections of this chapter, we traced the evolution of the universe progressively further back in time. Astronomical discovery has followed this path historically, as new instruments and new techniques have allowed us to probe ever closer to the beginning of time. The rate of expansion of the universe was determined from measurements of nearby galaxies. Determinations of the abundances of deuterium, helium, and lithium based on nearby stars and galaxies were used to put limits on how much ordinary matter is in the universe. The motions of stars in galaxies and of galaxies within clusters of galaxies could only be explained if there were large quantities of dark matter. Measurements of supernovae that exploded when the universe was about half as old as it is now indicated that the rate of expansion of the universe has sped up since those explosions occurred. Observations of extremely faint galaxies show that galaxies had begun to form when the universe was only 400–500 million years old. And observations of the CMB confirmed early theories that the universe was initially very hot.

Figure 4. History of the Universe: This image summarizes the changes that have occurred in the universe during the last 13.8 billion years. Protons, deuterium, helium, and some lithium were produced in the initial fireball. About 380,000 years after the Big Bang, the universe became transparent to electromagnetic radiation for the first time. COBE, WMAP, Planck, and other instruments have been used to study the radiation that was emitted at that time and that is still visible today (the CMB). The universe was then dark (except for this background radiation) until the first stars and galaxies began to form only a few hundred million years after the Big Bang. Existing space and ground-based telescopes have made substantial progress in studying the subsequent evolution of galaxies. (credit: modification of work by NASA/WMAP Science Team)

But all this moving further and further backward in time might have left you a bit dizzy. So now let’s instead show how the universe evolves as time moves forward.

Figure 4 summarizes the entire history of the observable universe from the beginning in a single diagram. The universe was very hot when it began to expand. We have fossil remnants of the very early universe in the form of neutrons, protons, electrons, and neutrinos, and the atomic nuclei that formed when the universe was 3–4 minutes old: deuterium, helium, and a small amount of lithium. Dark matter also remains, but we do not yet know what form it is in.

The universe gradually cooled when it was about 380,000 years old, and at a temperature of about 3000 K, electrons combined with protons to form hydrogen atoms. At this point, as we saw, the universe became transparent to light, and astronomers have detected the CMB emitted at this time. The universe still contained no stars or galaxies, and so it entered what astronomers call “the dark ages” (since stars were not lighting up the darkness). During the next several hundred million years, small fluctuations in the density of the dark matter grew, forming gravitational traps that concentrated the ordinary matter, which began to form galaxies about 400–500 million years after the Big Bang.

By the time the universe was about a billion years old, it had entered its own renaissance: it was again blazing with radiation, but this time from newly formed stars, star clusters, and small galaxies. Over the next several billion years, small galaxies merged to form the giants we see today. Clusters and superclusters of galaxies began to grow, and the universe eventually began to resemble what we see nearby.

During the next 20 years, astronomers plan to build giant new telescopes both in space and on the ground to explore even further back in time. In 2018, the James Webb Space Telescope, a 6.5-meter telescope that is the successor to the Hubble Space Telescope, will be launched and assembled in space. The predictions are that with this powerful instrument (see Introduction to the Big Bang) we should be able to look back far enough to analyze in detail the formation of the first galaxies.

Key Concepts and Summary

Twenty-seven percent of the critical density of the universe is composed of dark matter. To explain so much dark matter, some physics theories predict that additional types of particles should exist. One type has been given the name of WIMPs (weakly interacting massive particles), and scientists are now conducting experiments to try to detect them in the laboratory. Dark matter plays an essential role in forming galaxies. Since, by definition, these particles interact only very weakly (if at all) with radiation, they could have congregated while the universe was still very hot and filled with radiation. They would thus have formed gravitational traps that quickly attracted and concentrated ordinary matter after the universe became transparent, and matter and radiation decoupled. This rapid concentration of matter enabled galaxies to form by the time the universe was only 400–500 million years old.

Sözlük

dark matter:

nonluminous material, whose nature we don’t yet understand, but whose presence can be inferred because of its gravitational influence on luminous matter

weakly interacting massive particles:

(WIMPs) weakly interacting massive particles are one of the candidates for the composition of dark matter