Newtonsk dynamik ved lav acceleration

Ekstremt vide dobbeltstjerner udgør ideelle systemer til test af den newtonske dynamik ved de lave accelerationer, som man typisk finder i de ydre dele af galakserne. Artiklens forfattere har studeret 60 påståede vide dobbeltstjerner med afstande vinkelret på synsliniens retning fra 0.004 pc til 1 pc. Radialhastigheder med en nøjagtighed af 100 m/s kombineret med stjernernes egenbevægelser kan anvendes til at adskille bundne fra ubundne systemer. Man fandt, at omtrent halvdelen af de observerede stjernepar har relative hastigheder i det forventede område for bundne systemer. De identificerer 5 par, som er specielt nyttige for den foreslåede test.

Dynamics of wide binary stars: A case study for testing Newtonian dynamics in the low acceleration regime

ABSTRACT: Extremely wide binary stars represent ideal systems to probe Newtonian dynamics in the low acceleration regimes (<10e-10 m/s/s) typical of the external regions of galaxies. Here we present a study of 60 alleged wide binary stars with projected separation ranging from 0.004 to 1 pc, probing gravitational accelerations well below the limit were dark matter or modified dynamics theories set in. Radial velocities with accuracy ~100 m/s were obtained for each star, in order to constrain their orbital velocity, that, together with proper motion data, can distinguish bound from unbound systems. It was found that about half of the observed pairs do have velocity in the expected range for bound systems, out to the largest separations probed here. In particular, we identified five pairs with projected separation >0.15 pc that are useful for the proposed test. While it would be premature to draw any conclusion about the validity of Newtonian dynamics at these low accelerations, our main result is that very wide binary stars seem to exist in the harsh environment of the solar neighborhood. This could provide a tool to test Newtonian dynamics versus modified dynamics theories in the low acceleration conditions typical of galaxies. In the near future the GAIA satellite will provide data to increase significantly the number of wide pairs that, with the appropriate follow up spectroscopic observations, will allow the implementation of this experiment with unprecedented accuracy.


Kosmiske stråler påvirker ikke klimaet

Global atmospheric particle formation from CERN CLOUD measurements

ABSTRACT: Fundamental questions remain about the origin of newly formed atmospheric aerosol particles because data from laboratory measurements have been insufficient to build global models. In contrast, gas-phase chemistry models have been based on laboratory kinetics measurements for decades. Here we build a global model of aerosol formation using extensive laboratory-measured nucleation rates involving sulfuric acid, ammonia, ions and organic compounds. The simulations and a comparison with atmospheric observations show that nearly all nucleation throughout the present-day atmosphere involves ammonia or biogenic organic compounds in addition to sulfuric acid. A significant fraction of nucleation involves ions, but the relatively weak dependence on ion concentrations indicates that for the processes studied variations in cosmic ray intensity do not significantly affect climate via nucleation in the present-day atmosphere.

Nucleation of particles occurs throughout Earth’s atmosphere by condensation of trace vapors . Around 40-70% of global cloud condensation nuclei (CCN) are thought to originate as nucleated particles, so the process has a major influence on the microphysical properties of clouds and the radiative balance of the global climate system. However, laboratory measurements are needed to disentangle and quantify the processes that contribute to particle formation, and very few laboratory measurements exist under atmospheric conditions. This leaves open fundamental questions concerning the origin of particles on a global scale. First, it is not known whether nucleation is predominantly a neutral process, as assumed in most models, or whether atmospheric ions are important. This relates to the question of whether solar-modulated galactic cosmic rays (GCRs) affect aerosols, clouds and climate. Second, the lack of measurements of nucleation rates at low temperatures means that the origin of new particles in the vast regions of the cold free troposphere has not yet been experimentally established. Third, whereas it has been shown that nucleation of sulfuric acid-water particles in the boundary layer requires stabilizing molecules such as ammonia, amines or oxidized organic compounds, it is not yet known from existing experimental data over how much of the troposphere these molecules are important for nucleation. Robust atmospheric models to answer these questions need to be founded on direct measurements of nucleation rates. At present, to simulate nucleation over a very wide range of atmospheric conditions, global models must use theoretical nucleation models, which can require adjustments to the nucleation rates of several orders of magnitude to obtain reasonable agreement with ambient observations.

Test af kvante sorte huller med GW

Begivenhedshorisonten for et stort sort hul har nogle overraskende kvantemekaniske egenskaber. De mest kendte er, at et sort hul udsender termisk stråling ved Hawking-temperaturen, og at entropien for et sort hul er proportional med arealet af dets horisont. En række forfattere har i tidens løb foreslået kvantemodifikationer, som gør kvante sorte huller dramatisk forskellige fra deres klassiske modstykker. En af disse ideer blev allerede foreslået af Bekenstein & Mukhanov for 40 år siden. De foreslog, at arealet af et sort huls horisont er kvantiseret i enheder af planckarealet LP2≡ℏG:

A = αLP2 = αℏGN

hvor N er et positivt heltal og α er af størrelsesorden 1. Lyshastigheden er defineret som c=1.

For et ikke-roterende sort hul gælder A = 4πrs2 = 4π(2GM)2. Heraf følger

ΔA = 32πG2MΔM = αℏGΔN

Denne ligning medfører, at spektret for emission og absorption af stråling finder sted i en række næsten ækvidistante linier ved frekvenserne:

ωn = -ΔM/ℏ = (nα/16π)[1/(2GM)] = (nα/16π)(1/rs), hvor n = -ΔN.

Strålingen er ikke termisk. Den udsendes ved den fundamentale grundtone med en bølgelængde af størrelse som radius af det sorte huls horisont, samt ved alle overtoner. Forfatterne har ikke meget fidus til ideen: In our opinion this is implausible, men de mener, at man alligevel bør underkaste hypotesen en test ved at måle de udsendte gravitationsbølger efter sammensmeltningen af to sorte huller.

Bekenstein & Mukhanov finder, at intensiteten af linien med frekvensen ω = nω1, hvor n=1,2,3,…, er proportional med ωe-8πMω, som skal sammenlignes med planckspektret ω/(eℏω/kT-1).

Bekenstein & Mukhanov konkluderer: The black hole spectrum is obvieously similar to that of thermel radiation of like temperature in a finite box.

Planckstråling kaldes også sort hulrumsstråling, da den i praksis fremstilles i et sort hulrum med et hul i den ene ende. Hulrummet er normalt meget større end bølgelængden svarende til ℏω ≈ kT. Det er ikke umiddelbart indlysende, at hulrummet skal være meget større end det sorte huls begivenhedshorisont. Begenstein & Mukhanov postulerer, at det termiske hulrum skal have en størrelse svarende til horisontens udstrækning.

Testing Quantum Black Holes with Gravitational Waves

ABSTRACT: We argue that near-future detections of gravity waves from merging black hole binaries will either confirm or conclusively rule out a long-standing proposal, originally due Bekenstein and Mukhanov, that the areas of black hole horizons are quantized in integer multiples of the Planck area times an O(1) constant α. A single measurement of the “ring down” phase after a binary merger, if consistent with the predictions of classical general relativity, will rule out most or all (depending on the spin of the hole) of the extant proposals in the literature for the value of α. A measurement of two such events for final black holes with substantially different spins will rule out the proposal for any α.

Spectroscopy of the quantum black hole

ABSTRACT: We develop the idea that, in quantum gravity where the horizon fluctuates, a black hole should have a discrete mass spectrum with concomitant line emission. Simple arguments fix the spacing of the lines, which should be broad but unblended. Assuming uniformity of the matrix elements for quantum transitions between near levels, we work out the probabilities for the emission of a specified series of quanta and the intensities of the spectral lines. The thermal character of the radiation is entirely due to the degeneracy of the levels, the same degeneracy that becomes manifest as black hole entropy. One prediction is that there should be no lines with wavelength of order the black hole size or larger. This makes it possible to test quantum gravity with black holes well above Planck scale.


Kosmologi med numerisk relativitet

Inhomogeneous Cosmology with Numerical Relativity

ABSTRACT: We perform three-dimensional numerical relativity simulations of homogeneous and inhomogeneous expanding spacetimes, with a view towards quantifying non-linear effects from cosmological inhomogeneities. We demonstrate fourth-order convergence with errors less than one part in 106 in evolving a flat, dust Friedmann-Lemaitre-Roberston-Walker (FLRW) spacetime using the Einstein Toolkit within the Cactus framework. We also demonstrate agreement to within one part in 103 between the numerical relativity solution and the linear solution for density, velocity and metric perturbations in the Hubble flow over a factor of ~350 change in scale factor (redshift). We simulate the growth of linear perturbations into the non-linear regime, where effects such as gravitational slip and tensor perturbations appear. We therefore show that numerical relativity is a viable tool for investigating nonlinear effects in cosmology.


Forstår vi virkelig kosmos?

T. Padmanabhan gør i denne oversigtsartikel opmærksom på, at vores kendskab  til universet er vokset enormt i løbet af de seneste tre årtier, hvorimod vores forståelse kun i ringe grad er forbedret. Der findes adskillige fundamentale størgsmål om universet, som ikke kan besvares inden for den konventionelle kosmologi. Dette faktum antyder, at vi mangler nogle vigtige teoretiske bestanddele i den overordnede beskrivelse af kosmos. Vi skal ikke opfatte universet som en specifik løsning til Einsteins feltligninger. Det bør i stedet behandles som et specielt fysisk system styret af en anden matematisk formalisme med udgangspunkt i en kvantebeskrivelse af rumtiden.

Først lidt om engeder: Lyshastigheden c har i flere årtier været en defineret størrelse, så man kan lige så godt sætte c=1, så afstande måles i lyssekunder i analogi med lysår. Dette har den ekstra fordel, at energitæthed ε er lig massetæthed ρ, idet ε=ρc2. En bølge beskrives ved udtrykket sin(2πνt+φ), hvor ν er frekvensen og φ er fasen. Det er imidlertid trættende hele tiden at skulle medtage de 2π, så man introducerer vinkelfrekvensen ω ≡ 2πν. Energien af en foton med frekvensen ν og vinkelfrekvensen ω er givet ved E=hν=ℏω. Padmanabhan sætter ℏ=1, så vi får E=ω, hvor ω har dimensionen 1/s. Energien i højenergifysik angives ofte i eV (elektronvolt). Tiden og afstanden kan derfor angives i den lidt usædvanlige enhed 1/eV. Jeg overlader til læseren at omregne 1/eV til m. Energitætheden kan derfor måles i (eV)4.

Padmanabhan starter med at vise, at universets udvikling er fuldstændig ubestemt, hvis stoffet er givet ved to vilkårlige funktioner for energitætheden ρ(t) og trykket p(t). Geometrien for rumtiden er givet ved

ds2 = -dt2 + (dr – H(t)rdt)2 + r22

hvor dΩ2 angiver geometrien for enhedskuglen, og H(t) er en vilkårlig funktion af den kosmiske tid t. Kugleskallen bestemt ved dt = 0 og dr = 0 har arealet 4πr2. Hov, den ligner jo ikke den sædvanlige geometri for et ekspanderende rum! Bare rolig, man kan indføre funktionen a(t) og den radiale koordinat x ved ligningerne

H(t) ≡ (da/dt)/a ;  x ≡ r/a

Man ser, at H(t) er den sædvanlige hubbleparameter. Udtrykket ovenfor kan omskrives til at anvende x i stedet for r:

ds2 = -dt2 + a2(t)(dx2 + x22)

Dette er det sædvanlige udtryk for et ekspanderende univers med skalafaktor a(t). Bemærk, de to udtryk giver den samme afstand mellem to nære punkter i rumtiden. Geometrien er altså bestemt alene ved funktionen H(t). Einsteins 2 feltligninger er givet ved

8πGρ(t) = 3H2 ;  8πGp(t) = -(3H2 + 2dH/dt)

Vi har altså 2 ligninger, som knytter 3 funktioner sammen: H(t), ρ(t) og p(t). Man kan altid for en given geometri bestemt ved funktionen H(t) finde en tilstandsligning p(ρ), som opfylder de 2 feltligninger. Feltligningerne kan kun forudsige universets udvikling, hvis vi ad anden vej kender sammenhængen mellem p og ρ. Denne kendsgerning tager Padmanabhan som et tegn på, at mørk energi kan forklare en hvilken som helst udvikling af universet, hvilket er ensbetydende med, at den ikke kan forudsige noget som helst.

Standarduniverset indeholder 4 bestanddele: 1) en tidlig inflationsfase med den konstante energitæthed ρinf, 2) en strålingsfase med p=(1/3)ρ, 3) en massefase med p≈0 og endelig 4) Λ-fasen med den konstante energitæthed ρΛ. Det er upraktisk at anvende universets nuværende tilstand som reference, hvis vi ønsker at beskrive universet som et fysisk system bestemt ved visse kosmiske konstanter. Universets udvikling bør beskrives ved anvendelse af tidsuafhængige parametre. Vi har allerede introduceret 2 sådanne parametre, ρinf og ρΛ. Til beskrivelse af den strålings- og massedominerede fase indføres den konstante massetæthed ρeq≡ρm4(a)/ρR3(a), samt den konstante skalafaktor aeq≡aρR(a)/ρm(a). Vi introducerer nu en ny skalafaktor defineret ved x≡(a/aeq). Universets udvikling er givet ved den simple formel

[(dx/dt)/x]2 = (8πG/3)[ρΛeq(1/x3+1/x4)],
som gælder op til ρ=ρinf, hvorefter ρ er konstant. Modellen er bestemt ved de 3 energitætheder

ρinf < (1.94 x 1016 GeV)4
ρeq = [(0.86±0.09)eV]4
ρΛ = [(2.26±0.05) x 10-3 eV]4

Bemærk den store forskel mellem de 2 inflationstætheder ρΛ og ρinf:
ρΛinf ∼ 2 x 10-112

Hvordan kan man forklare så lille et tal? Padmanabhan opfordrer læseren til at indsætte ρeq og ρΛ, samt ρinf = (1015 GeV)4 i denne formel

I = (1/9π)ln[(4/27)ρinf3/2/(ρΛρeq1/2)]

Man finder, at I ≈ 4π. Padmanabhan vil senere vise, at I er mængden af kosmisk information, som er tilgængelig for en evighedsobservatør. Man kan omvendt benytte informationsargumentet til at beregne Λ ud fra parametrene ρinf og ρeq. Jeg mangler dog først at indføre plancklængden LP og planckarealet LP2, som er defineret ved LP2≡(Gℏ/c3).
Vi har allerede valgt c=1 og ℏ=1, så vi har G=LP2. Bekenstein viste allerede i 1973, at et sort huls informationskapacitet er givet ved horisontens areal i enheder af 4LP2.

Et sort huls entropi, som er lig informationskapaciteten, er givet ved horisontens areal divideret med 4 gange planckarealet.
Et sort huls entropi, som er lig informationskapaciteten, er givet ved horisontens areal divideret med 4 gange LP2. Padmanabhan dividerer med LP2.

Information har en energi og dermed en masse. Informationen i et vilkårligt rumfang omsluttet af en kugleskal må nødvendigvis være mindre end informationen for et sort hul med en horisont svarende til kugleskallen; kuglen ville i modsat fald kollapse til et sort hul. Der er altså en tæt sammenhæng mellem gravitationskonstanten G=LP2 or rummets informationskapacitet.

Jeg må vist her indføre planckenergien EP og plancktætheden ρP:
EP = 1/LP ≈ 1.22 x 1019 GeV ; ρP = 1 EP4 = 1 EP/LP3.
Bemærk: Plancktætheden er 1 i planckenheder.
Det kan også være hensigtsmæssigt at indføre plancktiden:
tP = LP ≈ 5.39 x 10-44 s.

Det forekommer derfor oplagt at opskrive ligningen for universets udvikling i planckenheder. Standardmodellen for universets udvikling er bestemt af de 3 tætheder: ρinf, ρeq og ρΛ. Hvordan udtrykkes en tæthed ρ i enheder af planktætheden ρP? Jo, ρ/ρP = ρ/EP4= ρLP4. Man skal gange alle tætheder med LP4 for at få dem i planckenheder. Husk desuden, at gravitationskonstanten er G = LP2. Jeg har tidligere opskrevet et udtryk for hubbleparameterens udvikling efter den tidlige inflationsfase:

H2(t) = (8πG/3)[ρΛeq(1/a4+1/a3)], hvor aeq ≡ 1.
Jeg ganger ligningen med LP2 og indsætter G = LP2 :
(LPH(t))2 = (8π/3)[LP4ρΛ+LP4ρeq(1/a4+1/a3)], hvor H(t)≡(da/dt)/a.

Hvis jeg i stedet angiver tiden i enheder af plancktiden: τ≡t/LP, fås
H(τ) ≡ (da/dτ)/a = LP(da/dt)/a = LPH(t).

Standardmodellen består af 4 epoker bestemt ved værdien af skalafaktoren a(t):

  1. Inflationsepoken, som slutter ved, at den konstante energitæthed ρinf omdannes til stråling ved skalafaktoren arh= (ρeqinf)1/4.
  2. Strålingsepoken, som slutter ved skalafaktoren aeq=1, hvor energitætheden i stråling er lig energitætheden i stof (mørk + baryonisk).
  3. Stofepoken, som slutter ved skalafaktoren aΛ=(ρeqΛ)1/3.
  4. Λ-epoken, hvor a ≳ aΛ.

Universets udvikling er i planckenheder givet ved

[LPH(t)]2 = (8π/3) ρinf, a < arh
[LPH(t)]2 = (8π/3) [ρΛeq(1/a4+1/a3)], a ≥ arh,

Jeg vil nu finde de 3 energitætheder i planckenheder:
ρinf ≲ [(1.94 x 1016 GeV)/(1.22 x 1019 GeV)]4 = 6.4 x 10-12
ρeq ≈ [(0.86 eV)/(1.22 x 1028 eV)]4 = 2.5 x 10-113
ρΛ ≈ [(2.26 x 10-3 eV)/(1.22 x 1028 eV)]4 = 1.2 x 10-123
Man har undret sig meget over den lille størrelse af ρΛ; men ingen har undret sig over størrelsen af ρeq.

Padmanabhan indfører en evighedsobservatør, som observerer universet til tiden t=t. Stoffet og strålingen har konstante medfølgende koordinater x. En fotons bevægelse udtrykt ved den medfølgende koordinat x er givet ved dt = a(t)dx. Det er imidlertid hensigtsmæssigt at anvende a i stedet for t som tidskoordinat, så dt = da/(da/dt) = da/[aH(a)]. Fotonens hastighed er derfor givet ved dx/da=1/[a2H(a)].

Fotonen bevæger sig den medfølgende afstand x(a) og den fysiske afstand r(a)=a⋅x(a) mellem epoken a og evigheden a=∞, hvor

x(a) = ∫adz/[z2H(z)]

x(a) er endelig, hvis Λ > 0, så H(a) -> HΛ. I dette tilfældet gælder
r(a) = 1/HΛ for a ≫ aΛ. r er en begivengedshorisont, så informationen inden for horisonten er som ved det sorte hul givet ved:
4πr2/LP = 4π/[LPHΛ]2 = 4π/[(8π/3)ρΛ] = (3/2)ρΛ-1.
Dette svarer til ≈ 10123 bits. Heldigvis et ret stort tal.

Den medfølgende hubbleradius er defineret som xH≡dH/a=1/[aH(a)], hvor dH≡1/H(a). Til enhver medfølgende bølgelængde λ=x svarer svarer et medfølgende bølgetal k=1/x. En fotons bølgetal er lig dens impuls. Det er derfor hensigtsmæssigt at indføre det medfølgende hubblebølgetal defineret ved kH≡1/xH=[aH(a)].

xH(a) og x(a) afbildes i denne figur:

Den røde kurve
Den røde kurve er den maksimale medfølgende størrelse af et område, hvorfra signaler kan nå frem til evighedsobservatøren. Information fra det skraverede område til højre for den røde kurve når aldrig frem selv efter en evighed. Den grønne kurve er den medfølgende hubbleradius. I det skraverede område under den sorte kurve er råder kvantegravitationen. De blå vertikale linier er forskellige afstande, som krydser hubbleradius og horisonten. De to linier markeret med (1) og (2) forlader hubbleradius under inflationen for senere at genindtræde i den under strålings/masse-epoken. Disse to afstande forbliver inden for horisonten for den centrale observatør. Linien markeret med (3) har en afstand, som ikke bare forlader  hubbleradius, men også horisonten for den centrale observatør. Den relevante del af den kosmiske information begrænser sig til det blå vertikale bånd mellem de to vertikale linier, som tangerer den grønne kurve i de to vendepunkter for den medfølgende hubbleradius. Pilen for oven i båndet angiver bevægelsesretningen for den kosmiske information.

Det overordnede princip går ud på, at der passerer den samme informationsmængde ud af hubblekuglen mellem a* og arh som der passerer ind i hubblekuglen mellem arh og den lodrette tangent nær aΛ. Dette krav er tilstrækkeligt til at fastsætte værdien for Λ. Men hvordan bestemmes den omtalte informationsbængde?

Den maksimale information, som kan lagres i elektromagnetisk stråling, er bestemt af antallet af tilgængelige svingningstilstande eller modes. Antallet af svingningstilstande dN i en kugle med radius r og bølgetal i intervallet [k, k+dk] er givet ved en velkendt formel:

dN = (4π/3)r34πk2dk/(2π)3 = (2/3π)r3k2dk

Denne formel er helt generel; men vi er interesserede i det specielle tilfælde, hvor r(a) er hubbleradius og k(a) er hubblebølgetallet, hvorom der gælder, at r(a)k(a) = 1. Antallet af svingningstilstande dN er i dette specielle tilfælde

dN = (2/3π)dk(a)/k(a) = (2/3π)dln(k(a)) = (2/3π)dln[aH(a)]

Antallet af svingningstilstande, som krydser hubblekuglen i intervallet a1<a<a2 er givet ved

N(a2,a1) = (2/3π)ln([a2H2]/[a1H1])

Dette er et vigtige resultat, som anvendes til at beregne antallet af svingningstilstande mellem de lodrette tangentpunkter på den grønne kurve. Det fundamentale postulat bag ligningens udledning er, at bølgelængden af strålingen med informationen er af samme størrelse som hubbleradius. Det er velkendt, at dette er tilfældet for hawkingstråling fra en horisont; men hubblekuglen er ikke en horisont under stråling/stof epoken. Padmanabhan skriver alligevel: This result, of course, is applicable for any a(t); not just in the inflationary phase.

Den kosmiske information Ic, som forlader hubblekuglen mellem a=a* og a=arh er givet ved

Ic = (2/3π)ln([arhHinf]/[a*Hinf]) = (1/9π)ln([arh/a*]6)

Den kosmiske information, som igen bevæger sig ind i hubblekuglen mellem a=arh og a≈aΛ beregnes lettest ved at angive hubblekuglens bølgetal k(a)≡aH(a) som funktion tætheden ρ. Dette gøres ved at anvende disse 2 ligninger:

k2(ρ) = (8π/3)ρ(ρeq/ρ)1/2 for ρinf ≥ ρ ≥ ρeq
k2(ρ) = (8π/3)ρ(ρeq/ρ)2/3 for ρeq ≥ ρ ≥ ρΛ

Antallet af svingningstilstande beregnes ud fra produktet af de to udtryk: k(ρeq)/k(ρinf) = (ρeqinf)1/4 og k(ρΛ)/k(ρeq) = (ρΛinf)1/6,
som skal være lig (arh/a*).

Det er derfor praktisk at opløfte ligningerne til 6. potens:
(arh/a*)6 ∼ (ρeqinf)3/2Λeq)

Det viser sig, at ρΛ ikke helt svarer til den lodrette tangent til den grønne kurve. Den korrekte formel er (arh/a*)6 = (4/27)(ρeqinf)3/2Λeq).
Hvis denne formel indsættes i formlen for Ic, fås en relation mellem ρΛ og og den endelige mængde kosmisk information tilgængelig for uendelighedsobservatøren (Ic):

ρΛ = (4/27)(ρinf3/2eq1/2)exp(-9πIc)

Padmanabhan forventer, at Ic er bestemt af kvantegravitationen på afstande af størrelsesorden LP. Informationen inden for en kugle med radius LP er givet ved IQG = 4πLP2/LP2 = 4π. Den naturlige værdi for Ic er derfor Ic = 4π. Man får derfor denne bemærkelsværdige formel for ρΛ:

ρΛ = (4/27)ρinfinfeq)1/2exp(-36π2)

Typiske værdier ρinf = (1.2 x 1015 GeV)4 og ρeq = (0.86 eV)4 giver
ρΛ = (2.2 x 10-3 eV)4, som passer fint med den observerede værdi.

Do We Really Understand the Cosmos?

ABSTRACT: Our knowledge about the universe has increased tremendously in the last three decades or so — thanks to the progress in observations — but our understanding has improved very little. There are several fundamental questions about our universe for which we have kendskabno answers within the current, operationally very successful, approach to cosmology. Worse still, we do not even know how to address some of these issues within the conventional approach to cosmology. This fact suggests that we are missing some important theoretical ingredients in the overall description of the cosmos. I will argue that these issues — some of which are not fully appreciated or emphasized in the literature — demand a paradigm shift: We should not think of the universe as described by a specific solution to the gravitational field equations; instead, it should be treated as a special physical system governed by a different mathematical description, rooted in the quantum description of spacetime. I will outline how this can possibly be done.


Proximas bane omkring α Cen

Forfatterne viser, at Proxima og α Cen er et gravitationelt bundet par med med en omløbstid på ca. 600000 år.

Proximas bane på himlen. De blå punkter angiver positionen med intervaller på 40000 år.
Proximas bane på himlen. De blå punkter angiver positionen med intervaller på 40000 år.

Proxima’s orbit around Alpha Centauri

ABSTRACT: Proxima and Alpha Centauri AB have almost identical distances and proper motions with respect to the Sun. Although the probability of such similar parameters is in principle very low, the question whether they actually form a single gravitationally bound triple system has been open since the discovery of Proxima one century ago. Owing to recent high precision radial velocity measurements and the revision of the parameters of the Alpha Cen pair, we show that Proxima and Alpha Cen are gravitationally bound with a high degree of confidence. The orbital period of Proxima is approximately 600 000 years, with a moderate excentricity of 0.42 +0.07 -0.08. Proxima comes within 5.3 -0.9 +1.2 kAU of Alpha Cen at periastron, and the apastron occurs at 12.9 +0.3 -0.1 kAU. This orbital motion may have influenced the formation or evolution of the recently discovered planet orbiting Proxima as well as circumbinary planet formation around Alpha Cen.


For meget substruktur for ΛCDM?

Her har vi så et tilfælde med for meget substruktur for ΛCDM. Jeg har tidligere fortalt om begrebet too big to fail, der hentyder til, at nogle galakser har for  relativt store satellitgalakser indlejret i deres mørke haloer. Denne her artikel fortæller, at den massive galaksehob Abell 2744 har alt for mange centralt placerede massive galakser, sammenlignet med ΛCDM-simuleringer.

Abell 2744: Too much substructure for Lambda CDM?

ABSTRACT: The massive substructures found in Abell 2744 by Jauzac et al. (2016) present a challenge to the cold dark matter paradigm due to their number and proximity to the cluster centre. We use one of the biggest N-body simulations, the Millennium XXL, to investigate the substructure in a large sample of massive dark matter haloes. A range of effects which influence the comparison with the observations is considered, extending the preliminary evaluation carried out by Jauzac et al. (2016). There are many tens of haloes in the simulation with a total mass comparable with or larger than that of Abell 2744. However, we find no haloes with a number and distribution of massive substructures (> 5 1013 Msun) that is close to that inferred from the observations of Abell 2744. The application of extreme value statistics suggests that we would need a simulation of at least ten times the volume of the Millennium XXL to find a single dark matter halo with a similar internal structure to Abell 2744. Explaining the distribution of massive substructures in clusters is a new hurdle for hierarchical models to negotiate, which is not weakened by appeals to baryonic physics or uncertainty over the nature of the dark matter particle.


Dannelsen af Jord-Måne-systemet

Creating an Isotopically Similar Earth-Moon System with Correct Angular Momentum from a Giant Impact

ABSTRACT: The giant impact hypothesis is the dominant theory explaining the formation of our Moon. However, its inability to produce an isotopically similar Earth-Moon system with correct angular momentum has cast a shadow on its validity. Computer-generated impacts have been successful in producing virtual systems that possess many of the physical properties we observe. Yet, addressing the isotopic similarities between the Earth and Moon coupled with correct angular momentum has proven to be challenging. Equilibration and evection resonance have been put forth as a means of reconciling the models. However, both were rejected in a meeting at The Royal Society in London. The main concern was that models were multi-staged and too complex. Here, we present initial impact conditions that produce an Earth-Moon system whose angular momentum and isotopic properties are correct. The model is straightforward and the results are a natural consequence of the impact.


Ses det kosmologiske princip på himlen

Det kosmologiske princip (CP) i den moderne kosmologi erklærer, at den rumlige fordeling af stoffet er homogen og isotrop over en vis homogenitetsskala (HS), hvorover massefordelingen ikke kan adskilles fra en tilfældig fordeling. Forfatterne har sat sig som opgave at finde HS ud fra de røde galakser i the Sloan Digital Sky Survey Luminous Red Galaxies (LRG) ved at tælle galakser inden for et rumfang bestemt ved en radius, som varierede op til 300 Mpc/h. De faktiske tællinger sammenlignes med de forventede tællinger for en tilfældig fordeling med en konstant middelværdi. LRG-galakserne udviser meget større variationer i tællinger end et tilsvarende katalog af tilfældige galakser. Dette betyder, at det kosmologiske princip ikke er opfyldt for rumfang med radier mindre end 300 Mpc/h. Den observerede fordeling af røde galakser opfylder ikke kosmologiske princip, men galaksefordelingen er alligevel i fuld overensstemmelse med numeriske simuleringer af en ΛCDM-kosmologi.

Hvad er forklaringen? Det kosmologiske princips krav om homogenitet og isotropi er kravet om en ekstremt usandsynlig massefordeling. Graden af sandsynlighed for et systems tilstand angives ved ved dets entropi. Gravitationel ustabilitet medfører, at entropien vokser. Dette sker ved, at masserne klumper sammen, startende på små skalaer. At forfatterne ikke kan påvise det kosmologiske princip i galaksernes fordeling skyldes, at entropien er vokset siden det tidlige univers.

Hvordan entropien blev så ekstremt lav i det tidlige univers er et helt andet spørgsmål.

The cosmological principle is not in the sky

ABSTRACT: The homogeneity of matter distribution at large scales is a central assumption in the standard cosmological model. The case is testable though, thus no longer needs to be a principle, and indeed there have been claims that the distribution of galaxies is homogeneous at radius scales larger than 70 Mpc/h. Here we perform a test for homogeneity using the Sloan Digital Sky Survey Luminous Red Galaxies (LRG) sample by counting galaxies within a specified volume with the radius scale varying up to 300 Mpc/h. Our analysis differs from the previous ones in that we directly confront the large-scale structure data with the definition of spatial homogeneity by comparing the fluctuations of individual number counts with allowed ranges of the random distribution with homogeneity. The LRG sample shows much larger fluctuations of number counts than the random catalogs up to 300 Mpc/h scale, and even the average is located far outside the range allowed in the random distribution, which implies that the cosmological principle does not hold even at such large scales. The same analysis of mock galaxies derived from the N-body simulation, however, suggests that the LRG sample is consistent with the current paradigm of cosmology. Thus, we conclude that the cosmological principle is not in the observed sky and nor is demanded to be there by the standard cosmological world model. This reveals the nature of the cosmological principle adopted in the modern cosmology paradigm, and opens new field of research in theoretical cosmology.


Den lokale boble og jordisk 60Fe

Jenny Feige og medforfattere kæder den lokale boble sammen med radioisotopen 60Fe fundet i sedimenter på havbunden.

Forfatterne har analyseret den henfaldskorrigerede forekomst 60Fe/Fe som funktion af alder ud fra sedimentprøver fra det indiske ocean, stillehavet og det sydlige atlanterhav. Disse date i kombination med andra data antyder, at 60Fe-anomalien skyldes en eller flere supernovaer.

Man har anslået, at afstanden til en sådan supernova må være mellem 40 og 130 pc. Forfatterne har tidligere kædet en sådan begivenhed sammen med dannelsen af den lokale boble, som består af en tynd varm gas, der omslutter solsystemet. Den mest sandsynlige kilde til dannelsen af den lokale boble er flere supernovaer. Forfatterne har sporet bevægelsen af en ung  moving group, som passerede solens omegn, og som nu befinder sig i Sco-Cen associationen. Ud fra en analyse af de observerede stjerners positioner og hastigheder har forfatterne beregnet de mest sandsynlige steder for de eksploderende stjerner. Analytiske og numeriske metoder blev anvendt til at frembringe den lokale boble og dennes nabo, superboblen Loop I. Figur 2a viser resultatet af modelberegningerne.

Figur 2a. Et billede af det galaktiske plan for 2 Ma siden. To modeller beskriver dannelsen af LB ud fra en homogen gas. Analytisk model: Boblen er afgrænset af den grå cirkel. De overlevende stjerner tilhører nu 2 subgrupper: Lower Centaurus Crux (LCC) og Upper Centaurus Lupus (UCL). De anvender desuden 2 numeriske modeller.
Figur 2a. Et billede af det galaktiske plan for 2 Ma siden. To modeller beskriver dannelsen af den lokale boble ud fra en homogen gas. En analytisk model: Boblen er afgrænset af den grå cirkel. De overlevende stjerner tilhører nu 2 subgrupper: Lower Centaurus Crux (LCC) og Upper Centaurus Lupus (UCL). Forfatterne anvender desuden 2 numeriske modeller. De mørkeblå områder angiver en høj tæthed af 60Fe. Den nederste boble er superboblen Loop I. Den lokale bobles skal passerede jorden for ∼2 Ma siden.

Figur 2b viser modellernes endelige 60Fe-fordeling, efter korrektion for hendfald, sammen med de målte værdier. Det er den lokale bobles ydre skal, som fører 60Fe til jorden for ∼2 Ma siden.

Figur 2b. Både de numeriske og de analytiske modeller reproducerer de målte Fe/Fe forhold.
Figur 2b. Både de numeriske og de analytiske modeller reproducerer de målte 60Fe/Fe-forhold.

The Link Between the Local Bubble and Radioisotopic Signatures on Earth

ABSTRACT: Traces of 2-3 Myr old 60Fe were recently discovered in a manganese crust and in lunar samples. We have found that this signal is extended in time and is present in globally distributed deep-sea archives. A second 6.5-8.7 Myr old signature was revealed in a manganese crust. The existence of the Local Bubble hints to a recent nearby supernova-activity starting 13 Myr ago. With analytical and numerical models generating the Local Bubble, we explain the younger 60Fe-signature and thus link the evolution of the solar neighborhood to terrestrial anomalies.