Universums accelererande expansion

Från Wikipedia
Hoppa till: navigering, sök

Universums accelererande expansion är ett begrepp inom kosmologi, som syftar på iakttagelser om att universum tycks expandera i allt snabbare takt. Universums expansionstakt är inte noll, vilket formellt beskrivs med att skalfaktorn a(t) i Friedmanns ekvationer har en positiv andraderivata.[1] Detta innebär att hastigheten med vilken en avlägsen galax avlägsnar sig från oss kontinuerligt ökar med tiden. [2] Här är den bortflyende hastigheten densamma som den uttrycks av parametern H i Hubbles lag. Företeelsen infördes initialt som en fuskfaktor för att tolka mätresultaten 1998 från de två forskargrupperna Supernova Cosmology Project och High-z Supernova Search Team.

År 1998 tolkades observationer av Typ Ia supernovor som att universums expansion har accelererat [3][4] sedan omkring en rödförskjutning av z ~ 0,5.[5] Såväl 2006 års Shawpris i astronomi som 2011 års Nobelpris i fysik tilldelades Saul Perlmutter, Brian P. Schmidt och Adam G. Riess som ledare av de nämnda forskargrupperna för ”upptäckten 1998 av universums accelererande expansion genom observationer av avlägsna supernovor”. [6][7]

De svenska forskarna Ariel Goobar och Jesper Sollerman, verksamma vid Oskar Klein Centre på Albanova, deltog aktivt i de prisbelönade forskningssamarbetena.[8]

Bekräftelser[redigera | redigera wikitext]

Dessa resultat bygger på att de uppmätta ljusstyrkorna omräknats till avstånd och hastighet med rödförskjutningsvärden enligt FLRW-metrik som rimmar med den gängse Lambda-CDM-modellen. På senare år har de första observationerna bekräftats av flera oberoende källor: den kosmiska bakgrundsstrålningen och storskalig struktur, [9] skenbara storleken hos baryoners akustiska oscillationer,[10] universums ålder [11] samt förbättrade supernovamätningar, [12][13] och röntgenegenskaper hos galaxhopar.

Förklarande modeller[redigera | redigera wikitext]

Modeller som försöker förklara den accelererande expansionen, innehåller vanligtvis någon form av mörk energi: kosmologiska konstanten, kvintessens, mörk vätska eller fantomenergi. Den viktigaste egenskapen för mörk energi är att den har en tillståndsekvation med negativt förhållande mellan tryck och densitet, och fördelas relativt jämnt i rymden.

Det finns också ett antal alternativa kosmologiska modeller som har annorlunda förklaringar än mainstream.

Se även[redigera | redigera wikitext]

Noter och referenser[redigera | redigera wikitext]

  1. ^ Jones, Mark H.; Robert J. Lambourne (2004). An Introduction to Galaxies and Cosmology. Cambridge University Press. sid. 244. ISBN 978-0-521-83738-5 
  2. ^ Is the universe expanding faster than the speed of light? (se sista avsnittet)
  3. ^ Riess, A. et al. 1998, Astronomical Journal, 116, 1009
  4. ^ Perlmutter, S. et al. 1999, Astrophysical Journal, 517, 565
  5. ^ Riess, A. G., et al. 2004, Astrophysical Journal, 607, 665
  6. ^ Nobelpris för skenande stjärnor och mörk energi, DN (2011-10-05)
  7. ^ Nobelpriset i fysik 2011
  8. ^ Svenskar jobbade med Nobelprisad forskning, DN (2011-10-04)
  9. ^ Spergel, D. N., et al. 2003, Astrophysical Journal Supplement, 148, 175
  10. ^ Dark energy is real, Swinburne University of Technology (2011-05-19)
  11. ^ Chaboyer, B., & Krauss, L. M. 2002, Astrophysical Journal Letters, 567, L4
  12. ^ Wood-Vasey, W. M., et al. 2007, Astrophysical Journal, 666, 694
  13. ^ Astier, P., et al. 2006, Astronomy and Astrophysics, 447, 31