Licht im dunklen Universum

Transkript

1 Licht im dunklen Universum Martin Kunz Physique Théorique Université de Genève

2 Übersicht Grössenverhältnisse Astronomische Beobachtungen und die Expansion des Universums Distanzmessungen mit Supernovae Die kosmische Hintergrundsstrahlung Woraus besteht das Universum? Europas nächster Kosmologiesatellit

3 Geschichtliches Die Kosmologie als Philosophie ist wohl so alt wie die Menschheit, es gibt Aufzeichnungen aus China, Indien, Babylonien und Griechenland, viele Jahrhunderte vor Christi Geburt. Die westliche Kosmologie entwickelte sich aus astronomischen Beobachtungen der Griechen und dem Versuch der kausalen Erklärung, z.b. Anaxagoras (ca 6. Jh. v. Chr.) und natürlich Pythagoras, Aristoteles und Ptolemäus (2 Jh. n. Chr.) Kopernikus: Heliozentrisch 1687 Newton: Gravitationstheorie 1915/17 Einstein: ART de Sitter: dynamisches Univ Friedmann heutiges Modell 1927 Lemaître 1929 Hubble: Expansion des Univ Hintergrundstrahlung

4 das Universum die Erde Durchmesser km (source: NASA/wikipedia)

5 das Universum (source: wikipedia) das Sonnensystem Distanz Sonne-Erde km = 150x106km = 1AU Grösse des Sonnensystems 50 AU

6 das Universum (source: NASA HST) Galaxien (M 104 Sombrero, distance 30 Mly) typische Grösse: ly (Lichtjahre) Masse: Sonnenmassen (ca 10 9 bis )

7 Astronomische Distanzen Die Lichtgeschwindigkeit im Vakuum ist ein Naturkonstante, c = m/s 1 = 1 / Bogensekunde In einem Jahr legt das Licht ca m = 1 Lichtjahr (ly) AU zurück. 1pc Gebräuchliche Astro-Einheit: parsec: 1 pc = AU = 3.26 ly die Distanz aus der man 1 AU unter einem Winkel von 1 Bogensekunde sieht. (In der Kosmologie braucht man dann normalerweise Mpc = Megaparsec = pc...) 1AU

8 das Universum (source: NASA HST) Galaxien (M 104) typische Grösse: 1 bis 100 kpc Distanz zwischen Galaxien: Mpc (Millionen parsec) Masse: Sonnenmassen (und fast so viele Sterne)

9 das Universum (source: NASA HST) das (beobachtbare) Universum Grösse 20 Gpc (20 Milliarden parsec, 6x1023 km) 100 Milliarden Galaxien (CERN: 3x10-23 km)

10 Geschwindigkeit / Ausdehnung Astronomische Objekte senden Licht nicht gleichförmig aus. ð Spektroskopie Bewegt sich ein Objekt relativ zu uns, so ändert sich die beobachtete Wellenlänge. ð Doppler Effekt Beispiel: Tonhöhe einer Sirene eines Polizeiautos, Rennauto

11 Panta rhei Lemaître 1927 (!) Hubble 1929: v = H 0 r ð Das Universum ist dynamisch!

12 Expansion und Hubble Ballon mit Radius R R Oberfläche des Ballons Idee: Galaxien sind fix an Positionen x, nur die Ausdehnung R führt zu einer Änderung der Distanz r => v = H 0 r!

13 Der kosmologische Raum Das einfachste akzeptable Modell: der Raum ist homogen und isotrop Konstante Krümmung: nur 3 Möglichkeiten! K > 0 : positive Raumkrümmung, Kugel K < 0 : negative Raumkrümmung, Sattelförmig K = 0 : Raum nicht gekrümmt, flacher Euklidischer Raum

14 Die Raum-Zeit Der Raum des Univers expandiert, beschrieben durch den Skalenfaktor R(t). Das Verhalten von R(t) wird durch die Allgemeine Relativitätstheorie bestimmt. Die Expansion führt zu einer Rotverschiebung ähnlich dem Dopplereffekt obs em = R 0 R(t em ) =1+z z ~ v/c für v << c

15 Allgemeine Relativitätstheorie Die Allgemeine Relativitätstheorie beschreibt den Zusammenhang Geometrie n Inhalt Die Geometrie der isotropen und homogenen Raumzeit wird durch den Skalenfaktor R(t) und die Raumkrümmung K beschrieben. Wenn wir diese Grössen messen, dann sehen wir, woraus das Universum besteht! Friedmann Gleichung (1922) Energieerhaltung: H 2 + K R 2 = 8 G 3 = 3H + p c 2 H = Ṙ R R t 1 R Energiedichte t 3 Dimensionen

16 Wie wägt man ein Universum? Das Universum expandiert Der Inhalt bestimmt die Expansionsrate Eine Messung der Expansion gibt uns also Informationen zum Inhalt! Gewisse Objekte (z.b. Supernovae) sind so hell, dass man sie über Milliarden Lichtjahre hinweg sehen kann! Das Licht solcher Objekte ist während jahrmilliarden unterwegs bis es uns erreicht > wir sehen in die Vergangenheit! Δt Zeit t wir heute entfernte Lichtquelle Δx Licht Δx = c Δt Distanz x

17 kosmologische Distanzen In der ART arbeitet man mit beobachtbaren Grössen: Leuchtkraftentfernung: beobachtete Helligkeit F eines Objektes mit bekannter Leuchtkraft L (Standard-Kerze). L F Andere Möglichkeit: Winkelgrössenentfernung: Objekt bekannter Grösse D wird unter einem Winkel δ gesehen (Standard-Masstab). Zum Glück sind diese Distanzen in der ART equivalent J D δ

18 Probst Pyramide, ca 1974

19 Supernovae (source: NASA/HST) NGC 4526 (Milliarden Stern) SN 1994D (1 Stern der explodiert) Die explodierenden Sterne sind so hell dass man sie quer durch das Universum sieht! (z > 1.5, Alter > 8 Milliarden Jahre)

20 Modernes Hubble-Diagramm Hubbles Diagramm!

21 Die Ausdehnung wird schneller! R (Ausdehnung) vorheriges Diagramm aujourd hui Nobelpreis 2011 (Perlmutter, Schmidt & Riess) Alter (Milliarden Jahre)

22 die heutigen Daten (Supernova Cosmology Project)

23 die Dunkle Energie Wir suchen die Modelle die zu den Daten gehören, abhängig von der Energiedichte relatif zu der kritischen Dichte eines flachen Universums, X = X crit Man findet dass Ω Λ > 0 damit die Ausdehnung schneller wird! Aber die Energiedichte des Vakuums ist ca ~ der nativen theoretischen Modelle!!!

24 kosmologische Distanzen In der ART arbeitet man mit beobachtbaren Grössen: Leuchtkraftentfernung: beobachtete Helligkeit F eines Objektes mit bekannter Leuchtkraft L (Standard-Kerze). L F Andere Möglichkeit: Winkelgrössenentfernung: Objekt bekannter Grösse D wird unter einem Winkel δ gesehen (Standard-Masstab). Zum Glück sind diese Distanzen in der ART equivalent J D δ

25 Kosmische Hintergrundsstrahlung In der Vergangenheit was das Universum kleiner und heisser T > 3000 K : Elektronen und Protonen sind frei (Atome ionisiert), Licht wird gestreut wie in einem Nebel. T < 3000 K : Elektronen und Protonen verbinden sich zu neutralen Atomen, das Universum wird durchsichtig für das Licht. Die Hintergrundsstrahlung (CMB) ist ein Photo der Nebelwand! (Aber die Temperatur ist tiefer dank der Ausdehnung.)

26 die Entdeckung des CMB Penzias & Wilson 1965: 3.5 K Antennentemperatur Nobelpreis 1978 (gleichzeitig gesucht von Wilkinson, Roll und Dicke der Uni Princeton) (COBE 1990: T = K, Nobelpreis 2006) Wahrscheinlich wurde die Strahlung schon vorher gemessen, aber nicht als kosmische Hintergrundstrahlung erkannt!

27 Isotropie des CMB Himmelskarte des DMR Experiments auf COBE (1992/94): keinerlei Richtungsabhängigkeit! Erst bei Vergrösserung 1:1000 findet man etwas, wahrscheinlich weil die Sonne sich auch bewegt. Und was ist das?! (Nobelpreis 2006 für PI George Smoot)

28 CMB und Raumkrümmung Wellenlänge der Grundschwingung des CMB Der Winkel unter dem wir diesen Massstab (erstes Maximum) sehen hängt von der Raumkrümmung ab! Dank der Relativitätstheorie können wir das ganz Universum wägen! Ballon Boomerang in 2000, WMAP Satellit in 2003

29 Der Inhalt des Universums CMB (WMAP) + Supernova + BAO, Version 2011: H 0 = 68 ± 2 km/s/mpc (Distanzleiter mit Hubble Teleskop) Ω m = ± (Galaxienverteilung) Ω Λ = ± (Raum flach, Ω K = ± 0.006) age: 14.0 ± 0.3 Gyr (> Alter der ältesten Sterne) (Die Resultate sind konsistent, aber nicht modellunabhängig!)

30 Dunkle Materie in Galaxien Der Schweizer (!) Fritz Zwicky realisierte in 1933 die Schwerkraft der sichtbaren Materie in einem Galaxienhaufen zu klein war, und der Haufen auseinderfliegen sollte! Aber alle dachten, er habe einen Fehler gemacht... In den 70er Jahren konnte man die Rotationskurve von Galaxien messen und man fand eine flache Rotationskurve, was nicht mit der sichtbaren Materie erklärt werden konnte!

31 Der Inhalt des Universums II Auch der CMB kann normale und dunkle Materie unterscheiden, und findet nur 5%! Dies ist konsistent mit Messungen der Zusammensetzung alter Galaxien und Modellrechnungen zur Entstehung der leichten Elemente! normale Materie: 5% dunkle Materie: 23% dunkle Energie: 72% 95% unbekannt!

32 Heute kann man Massen direkt mit Gravitationslinsen messen Wägen mit Licht

33 Beispiel: wo ist die Masse? Der Bullet Cluster : zwei kollidierende Galaxienhaufen heisses Gas (Grossteil der sichtbaren Materie) Sterne/Galaxien (kollidieren nicht) Gravitationslinsen-Effekt (Grossteil der Masse) Der Gravitationslinsen-Effekt misst direkt die Verzerrung der Raumzeit durch die Dunkle Materie und die Dunkle Energie!

34 Euclid Der Euclid-Satellit der ESA wird 2020 mit einer Soyuz Rakete von Kourou zum 2. Lagrangepunkt geschossen. Teleskop: 1.2m Korsch, 3 Spiegel, f=24.5m Photos im sichtbaren Licht (36 4kx4k CCDs) NIR (Infrarot) Bilder und Spektren ( slitless ), 16 2kx2k HgCdTe Detektoren Missionsdauer ca 6 Jahre, vielleicht mehr Spektren von 50 Millionen Galaxien Bilder und photo-z von 2 Milliarden Galaxien Das Euclid-Konsortium bringt über 1000 Wissenschaftler aus über 100 Institutionen und mindestens 14 Ländern zusammen! Die Schweiz ist (natürlich!) auch dabei.

35 Euclid and Cousins Area covered Median redshift Image quality z med Wavelength coverage Complementary data (slide by Konrad Kuijken) area

36 Predicted performance of Euclid mission Euclid sollte die die Masse des schwersten Neutrinos direkt messen können (vor den Teilchenphysikern!) ART Test Neutrinos Inflation Dunkle Energie Euclid! Consortium! In Messungen der Dunklen Energie setzt man oft p = wρc 2 um zu sehen ob w = -1, Euclid wird das genauer als 1% können. (Aber eigentlich wollen wir mit Euclid andere Eigenschaften der Dunklen Energie messen!) Parameter γ m ν /ev f NL w p w a FoM Euclid primär (WL+GC) Euclid alle Messungen Euclid+Planck Heute (2009) ~10 Verbesserung >10 >40 >400 Ref: Euclid RB arxiv: Euclid Instrument Overall WP Breakdown AGUZ October VG 19th :

37 Euclid Legacy and other surveys Euclid! Consortium! A unique NIR facility: VISTA would cover the Euclid- Wide sky in 600 yrs and the Euclid-sky Deep in 70 yrs. Billions of stars and galaxies Euclid = 1<z<3 Rare objects High Res. imaging of extragalactic sky, NIR: cool, obscured and high-z sources Synergy: LSST, GAIA, e- ROSITA, Planck Targets for other surveys e-euclid: exo-planets, SNs, Galaxy Ref: Euclid RB arxiv: Target Euclid Before Euclid Galaxies at 1<z<3 with good mass estimates ~ 2x10 8 ~ 5x10 6 Massive galaxies (1<z<3) w/spectra ~ few x 10 3 ~ few tens Hα emitters/metal abundance in z~2-3 ~ 4x10 7 / 1x10 4 ~ 10 4 / ~10 2? Galaxies in massive clusters at z>1 ~ 2x10 4 ~ 10 3? Type 2 AGN (0.7<z<2) ~ 10 4 <10 3 Dwarf galaxies ~ 10 5 Teff ~400K Y dwarfs ~ few 10 2 <10 Strongly lensed galaxyscale lenses ~ 300,000 (5000 arcs in clusters) ~ z > 8 QSOs ~ 30 None Euclid Instrument Overall WP Breakdown AGUZ October VG :3719th 2012

38 Euclid : SDSS@ 1<z<3 M51 Euclid! Consortium! z=0.1 z=0.1 z=0.7 Euclid images of z~1 galaxies will have the same resolution as SDSS images at z~0.05 and be at least 3 magnitudes deeper. Euclid Instrument Overall WP Breakdown AGUZ October VG 19th :

39 die Dunkle Seite Das Standardmodell der Kosmologie scheint sehr gut zu funktionieren, aber es hat seine dunkle Seite: 95% des Universums sind nicht so wie unsere Welt hier auf der Erde Wir wissen, es gibt Dinge die wir wissen Wir wissen auch, es gibt Dinge die wir nicht wissen Aber es gibt auch Dinge von denen wir nicht wissen dass wir sie nicht wissen Donald Rumsfeld, 2002