大爆炸宇宙学及其两大发展-川大

力学方法与光度方法
• 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)
V Rubin
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).
z dz c GR : vrec (t , z ) R(t ) 0 H ( z ) R0
(1 z ) 2 1 SR : v pec ( z ) c (1 z ) 2 1
速度是由共动观测者观测退行星系红移而测得 的。GR的描述中明显的标出了t，因为我们观 测红移为z的天体时，必须要指明其退行速度 的时间。
大爆炸宇宙学 及其两大发展
陆 埮
（中国科学院紫金山天文台）
国际天文年
• • • • Galileo用望远镜观测天文400周年纪念 Hubble诞生120周年纪念 Hubble发现宇宙膨胀80周年纪念 Einstein诞生130周年纪念
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。”
3分
核合成时代
3103
0.3
38万年
4亿年
复合时代
第一代恒星生成 星系
微波背景辐射
再电离 大尺度结构形成
2.7
310-4
137亿年
现代
大爆炸宇宙学的观测检验
• 大爆炸核合成 • 宇宙微波背景辐射
原初核合成
为什么温度这么低？
光子数与重子数相差10个量级
• 中微子脱耦温度 TD1010 K • 核合成温度 TS 109 K T Ts : n p d T Ts : n p d 4He丰度：
若干评论
• 英国杜伦大学教授、计算宇宙学学院院长 Carlos Frenk说：“解决暗物质之谜将是这 个时代最伟大的科学成就之一。对暗物质 的寻找是数十年来宇宙学的中心任务，这 个任务可能很快就会结束了。”
• 德国马普天文物理研究所所长Simon White 说：“这些模拟计算的结果最终使得我们 有可能‘看’到太阳附近暗物质的分布。 ”
评
价
• Inflation hasn’t won the race, but so far it’s the only horse. Andrei Linde • Guth and A. Linde won the Gruber Prize of 2004. • No point is more central than this, that empty space is not empty. It is the seat of the most violent physics. J. A. Wheeler
t Lhor(t) R(t) t0：now 1028 cm 1028 cm tR：4×105 yr 4×1023 cm 1025 cm tG：10－36 s 3 ×10－26 cm 3 cm
观测到的均匀在tG时包含(1026)3=1078个因果区
暴胀示意
平直性问题
R2 kc2 8G R2 3
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； 2）主要是冷的（质量大）； 3）作用弱。 • 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、K－K等。
常进，紫台 Nature
哈勃发现宇宙膨胀(1929)
• 哈勃定律的发现：
H 0 71 5 (km / s) / Mpc H 0 h 100(km / s) / Mpc
Doppler近似
e v Z e c
z ( H 0 / c)r z (obs - em )/em v H 0 r
R. P. Feynman
宇宙膨胀的发现
哈勃关系（D－Z）
Hubble的发现
• 宇宙膨胀 • Hubble的发现
Z ( e ) / e ( H 0 / c) D
H0 100h0 km/(s.Mpc)
• Doppler解释
h0 0.71 0.07
e v Z e c
Doppler 解释 实际上是不 恰当的。
• 哈勃定律意味着宇宙正在膨胀。 v H0r 哈勃解释 宇宙膨胀：
dl R(t ) {dr /(1 kr ) r (d sin d )}
2 2 2 2 2 2 2 2
速度－红移的解释
Davis & Lineweaver, 2001
/ c
c
3H 2 8G
1 1/ 3kc2 / 8GR2 ~ ( R2 )1 0
(tG ) 1 0(1055 )
早期宇宙
R4 (辐射为主 、R3 (物质为主 ) )
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！
时间与效率
• • • • 宇宙早期许多事情均发生在极短时间内。 宇宙头3分钟及时保存了中子。 重要的是效率，而不是时间。 从物理上看，效率决定于碰撞次数。宇宙 早期，高温高密，碰撞十分频繁，正是高 效时期，完全可以理解。 • 例：煤燃烧－高温高效。
复合时代
• 复合温度 Tr 3000 K(宇宙年龄38万年)
微波背景辐射高度各向同性
1964－1965
宇宙学原理极好证据
A.A. Penzias，R.W. Wilson：3.5±1.0 (7-cm处) From Scott Kay Lecture
COBE－ FIRAS－成果
（J. Mather et al. 1990, ApJL, 354, 37）
• 9分钟内即测得宇宙微波背景辐射的完整的 黑体谱：
原初核素成分的演化
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）
可见物质含量明确
1032 1028 1028 1024 10-44 10-36 Planck时代 大统一时代
物理过程
10-35,-33
1013 1011 1010 5109 109 109 107 106 5105 105 10-6 10-2 1 5
暴胀阶段
强子时代 轻子时代 中微子脱耦 电子对湮灭
暴胀过程
中微子脱耦 电子对湮灭 轻核素生成
幼年
微波背景辐射的各 向Leabharlann Baidu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
COBE & WMAP
29
暗物质
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。
两个判据
• 描述物态的变化 • 两个判据： 1）成分判据：
kBT mi c2 i粒子大量存在 2）热平衡判据： niv H i粒子能保持热平衡
• 成分判据可确定什么时候宇宙中主要是什 么成分；热平衡判据可确定什么情况下可 用热力学和统计物理来描写。
温度（K） 能量（eV） 时间（秒） 时代
1 1/ 3kc / 8GR R
2 2
2
(暴胀阶段)
磁单极
• 应当存在不少，但未曾观测到过。
• 暴胀机制可以有效将其稀释。 • “If you can’t find them, dilute them.”
暴胀的预言
• 原来情况：今天的宇宙密度意味着早期密 度有极高度的微调！ • 暴胀的存在使之变得很自然。 • 预言：在早期相当宽的情况下均要求今天 的宇宙密度应非常接近临界密度，即： 1 ( c ) ，已为WMAP等观测证实。
v(t ) H (t )l (t ) 这是严格的关系
哈勃关系（V－D）
(Turner & Tyson 1999)
宇宙膨胀曲线
• k=+1 封闭，有限 • k=0 平直，无限 • k=–1 开放，无限
哈勃年龄（1/H0）
必有诞生时刻
真实年龄小于哈勃年龄
哈勃定律的物理意义
• 哈勃定律意味着宇宙正在膨胀。 • 宇宙在空间上可以有限，也可以无限： k＝＋1（封闭，有限）；k＝0（平直，无限）； k＝－1（开放，无限）。 3H 2 c • 万有引力使宇宙膨胀减速。 8G • 宇宙在时间上有限，有个起点（对应于高温高密态）， 宇宙有确定的年龄。 • 宇宙膨胀是指标度增大，不涉及物体运动速度， 没有光速限制问题(可以超光速)。
什么是大爆炸？
• 大爆炸－被广泛误解的一个老概念 • 爆炸有中心、有边界；宇宙无中心、无边 界 • 大爆炸不在爆炸，而在膨胀 • 不是在空间中膨胀，而是空间自身在膨胀
伽莫夫提出大爆炸宇宙学(1946)
Gamow:
• 根据膨胀倒退回去，必有个起始点(注意万有引 力)。 • 膨胀带来宇宙的演化，从高温、高密绝热膨胀降 温、降密，经历各个有确切物理意义的演化阶段。 • 可以明确计算每时每刻宇宙物态的变化、各种物 理过程的发生以及引起的各种观测特征。 • 今天大尺度均匀，推到早期是真正的由粒子组成 的均匀气体。 • 宇宙早期应该更简单、更可靠、更精确，而不是 通常认为的只是猜想。
T Tr : p e H
T Tr : p e H
等离子体状态转化为中性原子气体
对于光子而言：宇宙变成透明
• 按 Z 1 T / T0 ，复合时代的辐射成为今天的2.7
K微波背景辐射。
微波背景辐射(CMB)是什么？
• 电视机屏幕上没有节目时呈现的雪花噪声 中就包含有CMB,无处不在！ • CMB是宇宙38万岁时从3000度的高温等离子 体状态转化为中性气体而遗留下来的残留 余辉，现在的温度只有约2.725度。 • CMB高度各向同性；各向异性只在10－5量级 • 它是宇宙中最完美的黑体辐射。
Y
2
2n p n s
1 ( p / n) s 1
(p/n)S基本上是(p/n)D1/0.224，但要作中子β 衰变等修正。 质子、中子是两个能级。
n e ( mn m p ) c 2 / kTD m c 2 / kT e p e p D
mn c 2 / kTD
按Boltzmann分布
v 哈勃关系：(t ) H (t )l (t )
dr l (t ) R(t ) re (1 kr 2 )1 / 2
r0
(t ) R(t ) r0 v(t ) l
dr re (1 kr 2 )1 / 2
(t )[ l (t ) ] H (t )l (t ) R R(t )
暴 胀
R 2 8G R 2 H 2 8G (早期宇宙，) k 3 3 设早期出现过真空态， ＝constant R / R ( 8G )1/ 2 H
3
R e Ht ,
H ( 8G Tc )1/ 2 (暴胀) 3
4
2 {1 1 / 3kc2 / 8GR 2 R1， (非暴胀阶段)}
1964－65
这张图 涉及两个 诺贝尔奖
COBE－DMR－成果
(G. Smoot et al. 1992, ApJL, 396, 1)
• 在不同的方向上，果然发现有10-5大小的温度起 伏，不同的颜色代表不同的温度。 • 这是所能看到的宇宙的最早图象。好比看到了 “上帝”的脸。 • 分辨率低。
今天
暴胀机制
大爆炸宇宙学的三大困难
• 总体上，大爆炸宇宙学十分成功。 • 存在三大难题： 1）视界问题（因果性问题）； 2）平直性问题（几何）； 3）磁单极问题。 • 一个重要预言。
视界问题（因果性问题）
• 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