Einführung in die Astrophysik
|
|
- Helmuth Falk
- vor 6 Jahren
- Abrufe
Transkript
1 Einführung in die Astrophysik Expansion, Urknall, primordiale Nukleosynthese Achim Weiss Max-Planck-Institut für Astrophysik, Garching
2 Hubble bläst das Universum auf Das ursprüngliche Diagramm von E. Hubble (1929), das die Galaxienflucht in Abhängigkeit der Entfernung demonstrierte Im Allgemeinen entfernen sich Galaxien von uns. Wird gemessen über Dopplereffekt. Weit entfernte Galaxien haben Entweichgeschwindigkeiten von einigen km/s. v = H 0 d; 50 < H 0[kms 1 Mpc 1 ] < 100 Erklärung: das Weltall expandiert Lokal können sich Galaxien aber auch annähern (M31 an Galaxis). lokal kann Gravitation überwiegen
3 Rotverschiebung Entweichgeschwindigkeit über Dopplereffekt gemessen; daher Änderung der Wellenlängen zum Langwelligen Rotverschiebung z := λ obs λ lab λ lab Für v c gilt z v/c; diese Beziehung und die Interpretation der Rotverschiebung muss aber für größeres z modifiziert werden. Beachte: die kosmologische Rotverschiebung ist nicht die übliche Doppler-Verschiebung aufgrund der Bewegung eines Objektes im Raum, sondern ergibt sich aus der Expansion des Raums, daher v > c möglich (z > 1). Kombination der Relationen ergibt: d zc H z/hMpc wobei h := H 0 /(100kms 1 Mpc 1 )
4 Beispiel: Rotverschiebung der Ca H+K- Linien von ausgewählten Galaxien
5 Weltmodelle Expansion impliziert nicht, dass wir im Zentrum sind stattdessen: Alles entfernt sich voneinander Interpretation in einer Raumzeit sehr große Skalen Gravitation ist dominante Kraft Modell einer Gravitations-dominierten Welt Einsteins Allgemeine Relativitäts-Theorie (1915)
6 Grundlegendes zur Kosmologie Expandierende Modelle folgen aus der ART ganz natürlich (sind sogar einfacher zu konstruieren als statische Modelle). Die zwei kosmologischen Grundeigenschaften des Universums: 1. Isotropie (auf großen Skalen; beobachtet) 2. Homogenität (unser Platz ist nicht ausgezeichnet) Die resultierenden Modelle aus der ART heißen Friedmann-Robertson-Walker-Modelle.
7 Isotropie des Universums Verteilung der hellsten Radioquellen bei 6 cm Der Mikrowellen-Hintergrund (COBE; T/T 10 5 )
8 Einsteins Feldgleichungen R ij 1 2 g ijr = 8πGT ij + Λg ij wobei g ij : metrischer Tensor Raum-Zeit- Entfernung ds 2 = g ij dx i dx j Die Metrik beschreibt die Raum-Zeit-Entfernung zweier Ereignisse mit den Koordinaten-Unterschieden dx i. Die Eigenzeit eines Beobachters, der ds reist, ändert sich um c 1 ds. Nimmt ein Beobachter nur an der kosmischen Bewegung teil, ergibt sich aus den kosmologischen Grundannahmen, dass ds 2 = g 00 t 2 = c 2 dt 2. Die Koordinaten dieses fundamentalen Beobachters, mit dx i = 0 (i = 1,2,3) heißen mitbewegte (comoving) Koordinaten.
9 die Feldgleichungen beschreiben die Dynamik der Metrik Weiterhin treten darin auf: R ij = R ij (g ij ) Ricci-Tensor Raum-Zeit- Krümmung R = g ik R ik : Ricci-Skalar Raum-Zeit-Krümmung Die Terme der linken Seite werden auch zum Einstein-Tensor G ij zusammengefasst. G: Gravitationskonstante T ij : Energie-Impuls-Tensor Masse, Energie,... Λ: kosmologische Konstante Die Feldgleichungen stellen die Verbindung zwischen Masse (Energie) und Raumkrümmung (geometrische Eigenschaften des Raums) her.
10 Robertson-Walker-Metrik für homogenes Universum ds 2 = c 2 dt 2 R(t) 2 [ dr 2 + S 2 k (r)(sin2 θdθ 2 + dφ 2 ) ] wobei z.b. ( S1 2(r) = R2 c,0 sin2 r R ); c,0 k = 1, 0, 1 beschreibt negative, keine, oder positive Raumkrümmung (r, φ, θ) mitbewegte (comoving) Koordinaten R(t): kosmischer Skalenfaktor, normalisiert auf R(t 0 ) = 1 (heute) R c,0 : heutiger Krümmungsradius des Universums mit dieser Normalisierung dr: reale heutige Enfternungen diese Metrik beschreibt nur die Geometrie eines homogenen, isotropen Universums
11 Friedmann-Gleichungen Die Dynamik ergibt sich aus dem Ricci-Tensor und der Lösung der Feldgleichungen für eine homogene Massenverteilung. Für eine perfekte homogene Flüssigkeit der Dichte ρ(t) und des Druckes p(t) ist T ij = 1 c 2 ρc p p p Einsetzen von g ij, T ij und R ij in die Feldgleichungen ergibt R = 4πGR 3 ( ρ + 3 p ) c ΛR Ṙ 2 = 8πGρ 3 R ΛR2 c2 R 2 c,0 beschreiben die dynamische Entwicklung (R(t)); verbinden diese mit intrinsischen Eigenschaften des Universums (ρ, p, Λ, R 0,c ).
12 FRW-Modelle werden durch wenige Größen beschrieben: 1. die Expansionsrate H 0 := H(t 0 ), wobei H(t) = ṘR = ẋx ; x(t) = R(t)r (r mitbewegte Koordinate) 2. die (heutige) mittlere Dichte im Universum ρ 0 ; daraus abgeleitet der Dichteparameter Ω 0 := ρ 0 = 8πG ρ 0 ρ c,0 3H 2 0 in Abhängigkeit der kritischen Dichte ρ c, h 2 gcm 3 3. einer (kosmischen) Konstante Λ (Dichte der Vakuum-Energie?) und daraus Ω Λ := Λ 3H 2 Λ von Einstein eingeführt, um stationäre Lösungen zu erhalten. Nach der Entdeckung der Expansion als Irrweg verworfen; jetzt aber wieder aktuell. Allerdings sagt Quantentheorie Werte voraus, die mind. 100 Größenordnungen größer sind. Ω 0 und Ω Λ liegen beide zwischen 0.1 (0.0) und 1.
13 Bedeutung von Ω 0 Benutzt man die Friedmann-Gleichung für Ṙ 2 und beachtet, dass R c = R c,0 R, so erhält man (für Λ = 0): (Ṙ ) 2 = 8πGρ ( ) c 2 R 3 R c und somit unter Verwendung der Definition von Ω = 8πGρ 3H 2 (Ω(t) 1)H(t) 2 = ( c R c ) 2 Daher: Ω 0 Rc 2 Krümmung Expansion < 1 < 0 negativ offenes Universum > 1 > 0 positiv geschlossenes Universum 1 keine flach, euklidsch
14
15 Beschleunigungs-Parameter q 0 := ( ) RR Ṙ 2 0 Rotverschiebung und Skalenfaktor Durch Integration von Geodäten (ds 2 = 0 oder cdt R(t) = dr) über kurzes Zeitintervall [t e, t 0 ] ergibt sich: R(t 0 ) R(t e ) = λ 0 λ e = 1 + z t e : Emissions-Zeitpunkt; t 0 : jetzt
16 Einige einfache Fälle 1. p = 0 und Λ = 0: es folgt aus den Friedmann-Gleichungen, dass ( ) R0 3 ρ = ρ(t) = ρ 0 = ρ 0 R R 3, also die Massenerhaltung! (Wie in klassischer Newton-Theorie, hier aber für ganzes Universum gültig.) Für relativistische Materie (Strahlung) p = ρc 2 /3 und es folgt ρ = ρ 0 R 4
17 2. p = 0, Ω Λ = 0 und Ω = 1 (Einstein-de Sitter) Ṙ 2 = 8πGρ 3 R2 Integration und Definition von Ω gibt R = ( ) 3 2/3 2 H 0t daraus das Alter des Unversums (R 0 = 1): t 0 = 2 3H 0 für 50 H t 0 7 Gyr H 0 und das Welt(Expansions-)Alter sind immer verknüpft, aber nicht i.a. so einfach. Abweichungen allerdings innerhalb eines Faktors 2.
18 Expandierende Universen Modell Ω tot Ω Ω Λ Art A flach, materie-dominiert, kein Λ B offen, Materie, kein Λ C flach, Materie, Λ-dominiert D offen, fast leer E flach, fast nur Λ X flach, derzeitig favorisiert Ω tot = Ω + Ω Λ
19 Entfernungen in der Kosmologie Mit der skalierten Größe a(t) := R c,0 R(t) und nach einigen Umformulierungen lässt sich a(t) entwickeln (a 0 /a(t) = R(0)/R(t) = 1 + z) a(t) = a(t 0 ) { 1 + (ȧ ) a t 0 (t t 0 ) (ä ) a t 0 (t t 0 ) = a(t 0 ){1 + H 0 (t t 0 ) q 0H0(t 2 t 0 ) } t t 0 = 1 { z (1 + q } 0 H 0 2 )z t t 0 wird die look-back-time genannt. }
20 Integration von t 1 nach t 0 bzw. r 1 nach 0 ergibt dann: x 1 = a 0 r 1 = c H 0 { z 1 } 2 (1 + q)z Das ist die heutige Entfernung einer Quelle, die bei z Licht emittierte, als das Universum um (1 + z) kleiner war. Der Fluss (Energie/(Zeiteinheit x Fläche)) einer entfernten Quelle ändert sich wegen der Zeit-Verzögerung: δt 0 = a 0 /a(t 1 )δt 1 = (1 + z)δt 1 (Zeiteinheit) der Änderung der Längenskalen um (1 + z) (Wellenlänge) der Änderung der Fläche: 4πx 2 1 = 4πa2 0 r2 1 Daher wird aus dem ursprünglichen Fluss L bei z L l = 4πa 2 0 r2 1 (1 + z)2
21 oder l = L 4π { c/h 0 [ z + 1/2(1 q0 )z ]} 2 Definiere daher die Helligkeits-Entfernung (luminosity distance) so, dass l := L 4πd 2 ; d L = a 0 r 1 (1 + z) L Dann ist d L = c H 0 [ z + 1 ] 2 (1 q 0)z Exakte analytische Formel (Mattig, 1958): d L = c { } 1 + z q0 z H q 0 z q 0 z Kennt man d L (weil M bekannt Standardkerze) und z und H 0, kann man q 0, den Beschleunigungsparameter bestimmen!
22 Ergebnis aus Messungen der Helligkeiten von Supernovae vom Typ Ia ( Standardkerzen?) bei Rotverschiebungen bis zu z 1: das Universum dehnte sich in der Vergangenheit langsamer aus, wird aber jetzt beschleunigt Λ > 0 Dunkle Energie
23 Winkeldurchmesser-Entfernung (angular diameter distance): Sei D der physikalische Durchmesser bei z(t 1 ), dann ist der Winkeldurchmesser δ gemessen bei z = 0 δ = D x 1 = D a(t 1 )r 1 = D(1 + z) a 0 r 1 und d A := D δ = d L (1 + z) 2
24 Wichtig: kosmologische Entfernungen hängen von der jeweiligen Fragestellung (Messung) ab, und sind nicht eindeutig
25 Einige wichtige Expansions-Beziehungen z = 0: heute, z : t = 0 lineare Dimensionen (1+z) 1 früher kleiner Photonenenergie hc/λ (1 + z) früher mehr Energiedichten (E/V ) ρ(t) = (1 + z) n ρ(0) früher dichter, wobei n = 3 für Staub (p = 0; keine WW) n = 4 für relativistische Materie (Neutrinos, Photonen; p = ρc 2 /3) für diese gilt E T 4, daher T (1+z) früher heißer Materiedichte des kosmischen Mikrowellenhintergrundes (Black Body, T = 2.73 K) ρ CMB = π2 (kt CMB ) 4 c 2 15 ( hc) gmcm ρ c auch wenn heute die Energiedichte der Materie über die der Strahlung dominiert, gab es früher einen Zeitpunkt, wo die Verhältnisse umgekehrt waren.
26 Wie alles begann der Urknall logische Schlussfolgerung aus Expansion und Existenz der 2.7 K Mikrowellen-Hintergrund- Strahlung: irgendwann war Universum in einem Punkt konzentriert; Dichte und Temperatur sehr hoch ; letztendlich: Big Bang aus einer Singularität. Mit großer Geistesgegenwärtigkeit war es Gott damals gelungen, einen Schnappschuss vom Urknall zu machen, welchen er immer noch sehr beeindruckend fand (B. Pfarr)
27 Physikalische Beschreibung (unter Annahme der universellen Gültigkeit der bekannten Gesetze) ab ca s möglich. Die frühe Expansionsphase: t = s; T = K: Ursuppe aus Elementarteilchen (Quark- Gluon Plasma, Neutrinos, Elektronen, Photonen); in ständiger Wechselwirkung und im thermischen Gleichgewicht
28 Bemerkungen zum Strahlungs-dominierten Universum Energiedichte: ǫ = ρ r = hνn(ν)dν, wobei (s.o.) ǫ = ǫ 0 R 4 Dagegen für Materie ρ = ρ 0 R 3 Daraus folgt erstens, dass man die Temperatur des CMB zurückrechnen kann (nach T(z) = T 0 (1 + z), wegen Blackbody ǫ = at 4 ), und zweitens, dass irgendwann im frühen Universum Strahlung dominiert hat. In diesem Fall reduziert sich die Friedmann- Gleichung auf Ṙ 2 = 8πGρ 3 R2 (Einstein-de Sitter Universum; p = 0, Ω Λ = 0 und Ω = 1)
29 und wegen ρr 4 = const folgt (ṘR) 2 = const oder für den Zusammenhang von Zeit und Skalenfaktor im Strahlungs-dominierten Universum R t 1/2 Im frühen Universum waren zunächst alle Teilchen relativistisch und ihre Energiedichte daher: ǫ = π2 30 g (kt)4 ( hc)c 3 wobei g die Zahl der effektiven relativistischen Freiheitsgrade ist: g = Bosonen g i (T i /T) 4 + Fermionen 7 8 g i(t i /T) 4 (g i : innere Freiheitsgrade, hier Spin); g ist T-abhängig, wenn T i nicht im Gleichgewicht mit T = T γ ist!
30 g ist in dieser Phase für die thermische Entwicklung (T(t)) entscheidend. Hängt ab von der Zahl der vorhandenen relativistischen Spezies und deren Spin (Boson oder Lepton). g ist eine T-abhängige Größe, die von bei 300 GeV auf bei 10 MeV und schließlich 3.36 bei 0.1 MeV absinkt (weil z.b. e ± zerstrahlen). (g,s ist analog für die Entropie definiert, aber (T i /T) 3 )
31 t = 10 5 s; T = K: Protonen und Neutronen entstehen solange T > K, stehen p und n miteinander im Gleichgewicht: n n n p = exp[ c 2 (m n m p )/k B T] wobei c 2 (m n m p ) = 1.293MeV = erg Verhältnis sinkt von 1:1 zu 1:6 bei T K 1MeV Beginn der Nukleosynthese
32 Nukleosynthese im Urknall Die Entstehung der leichten Elemente D, 3 He, 4 He, 6 Li, 7 Li und 7 Be findet einige Minuten nach dem Urknall bei Temperaturen zwischen 1 und 0.1 MeV ( K) statt. Bei diesen Energien sind die Kernreaktionsraten durch Laborexperimente sehr genau bekannt und stellen keinen Unsicherheitsfaktor dar. Die Thermodynamik und Expansion des Universums wird zu diesem Zeitpunkt durch ein Gas aus relativistischen Teilchen (γ, e ±, ν (e,µ,τ) ) bestimmt, und ist ebenfalls gut bekannt. Die Vorhersagen der BBN bzgl. der Häufigkeiten der leichten Elemente stellen damit einen aussagekräftigen Test für das Standardmodell des Urknalls dar. Außerdem ermöglichen sie eine Bestimmung der gesamten baryonischen Materiedichte, und damit Aussagen über dunkle baryonische und nicht-baryonische Materie im Universum. (
33 Grundlegende Effekte Wettbewerb zwischen Gleichgewichten (thermisch, kinetisch, chemisch, beschrieben durch Reaktionsraten Γ) und Expansion (Kühlung, beschrieben durch H). Kerne folgen Gleichgewichtswerten, solange Γ/H > 1; bei abnehmendem T wird Γ/H < 1 und Abweichungen vom Gleichgewicht resultieren in den endgültigen Häufigkeiten. Die Expansionsgeschichte ist also entscheidend, wobei diese im Strahlungs-dominierten Universum einfach ist. Gleichgewichte: Teilchendichte einer nicht-relativistischen Teilchensorte A (alle Kerne sind bereits bei k B T 10MeV nichtrel.; ab jetzt T ohne k B in Energieskalen gedacht) mit Masse m A, chemischem Potential µ A und statistischem Gewicht g A im kinetischen Gleichgewicht n A = g A ( ma T 2π ) 3/2 ( ) µa m A exp T Im chemischen Gleichgewicht (Γ/H > 1) mit Z Protonen und A Z Neutronen gilt: µ A = Zµ p + (A Z)µ n Verwenden wir dies und die erste Formel für n und p, sowie die Definition der Bindungsenergie (c=1) B A = Zm p + (A Z)m n m A, ergibt sich (m p = m n m N )
34 n A = g A n Z p n(a Z) n 2 A A 3/2 ( 2π m N T )3(A 1)/2 exp(b A /T) mit: n N = n p + n n + i (An A ) i X A n AA ( n N n γ i X i = 1) = ( ζ(3) π 2 )gt3 (Bose;rel.Teilchen) ζ(3) = n γ = 422cm 3 (T = 2.735K) η n N = (Ω B h 2 ) n γ Ω B = h 2 T ( 2.7K ) η 10 (η 10 = η ) wird daraus: X A = g A [ζ(3) A 1 π (1 A)/2 2 (3A 5)/2 ] A 5/2 (T/m N ) 3(A 1)/2 η A 1 X Z p X(A Z) n exp(b A /T) (Gleichgewichtsmassenanteil in Abh. von Proton- und Neutron-Dichte.)
35 Beispiele: X n /X p X 2 X 3 X 4 X 12 = exp( 1.293/T) = 16.3(T/m N ) 3/2 η exp(b 2 /T)X n X p = 57.4(T/m N ) 3 η 2 exp(b 3 /T)X n Xp 2 = 113.(T/m N ) 9/2 η 3 exp(b 4 /T)XnX 2 p 2 = (T/m N ) 33/2 η 11 exp(b 12 /T)XnX 6 p 6 1 = X n + X p + X 2 + X 3 + X 4 + X 12 Energetik (Bindungsenergie) favorisiert massereichere Kerne, aber Entropie (η ) leichtere. A Z B A (MeV) g A 2 H H He He C Bemerkung: erst bei T < 1Mev kann 4 He signifikante Häufigkeit erreichen
36 Das Universum bei T 10 MeV (10 2 sec): strahlungsdominiert rel. Teilchen: γ, e ±, ν e,µ,τ T γ = T ν = T e g = (2+7/8(2+2+6)) alle Kerne im nuklearen statistischen Gleichgewicht (NSE) n/p 1 X , X , X , X
37 ... und bei 1 MeV (1 sec): krit. Temperatur, da schwache WW ausfrieren: ν entkoppeln e ± annihilieren etwas später Entropie der e ± Strahlungsfeld (Aufheizung!) rel. dazu: ν kühlen schneller und T ν = ( 11 4 ) 1/3 T γ (heute: 1.9 K) Energiedichten-Entwicklung in dieser Phase: s. Abb. n/p nicht mehr im Gleichgewicht: 1/6 X , X , X , X
38 n p Gleichgewicht: Bei T 10 MeV (t 0.01 s): Schwache Wechselwirkung bewirkt GGW zwischen e ± und Neutrinos sowie zwischen Protonen und Neutronen: p + e n + ν e n + e + p + ν e n p + e + ν e Bei T 0.8 MeV können die GGW-Reaktionen nicht mehr der Expansion folgen: die Neutronen frieren aus (s. Abb.). Allerdings findet der freie Neutronenzerfall immer und unabhängig von T statt. Dies stellt eine geeichte Uhr für die BBN dar: erfolgt sie zu langsam, sind alle Neutronen bereits zerfallen, und weniger (kein) 4 He würde gebildet. Die Lebensdauer freier Neutronen ist also ein wichtiger Parameter für die BBN (τ n = 889 ± 2 s).
39 ... und danach bei MeV (1 3) min: g = 3.36 n/p 1/7 (wäre im GGW 1/74!) X 4 sollte im GGW 1 sein, aber nukleare Kette zu langsam, Neutroneinfänge bevorzugt fast alle Neutronen enden in 4 He! Abschätzung des Massenanteils von Helium: X 4 = 4n 4 n N = 4(n n/2) (n n +n p ) = 2n n/n p (n n /n p +1) = 2 1/7 1/7+1 = 0.25 D, 3 He-Häufigkeit am Ende etwa 10 5 da Raten η n höheres η: weniger D und 3 He, weil Kette bis 4 He effektiver durchlaufen wird
40 Verlauf der BBN:
41 Nukleosynthese praktisch man benutzt numerische Programme benötigt T(t) und Baryonendichte (als η) Kerne: D, 3 H, 3 He, 4 He, 6 Li, 7 Li, 7 Be 43 Reaktionen, um numerisch GGW zu erhalten 12 Reaktionen entscheidend für Synthese (Netzwerk s. Abb.) Parameter: g (aus Standardmodell der Teilchenphysik; Anzahl der rel. Teilchen); N ν (Anzahl rel. Neutrinos); τ n (gut bekannt); η Unsicherheiten in Reaktionsraten ( < 10%) durch Monte Carlo Simulationen untersucht; kaum Einfluss Abhängigkeit von Parametern: τ n : länger n zerfallen langsamer mehr bei geg. T mehr 4 He N ν : mehr schnellere Expansion n-zerfall relativ dazu langsamer mehr 4 He η: höher D, 3 He Reaktionen zu 4 He häufiger mehr 4 He und weniger D, 3 He
42 Vergleich mit Beobachtungen: Ziel: beobachte Systeme mit möglichst primordialen Häufigkeiten Gibt es ein η (d.h. einen Wert für die Baryonendichte Ω B ), bei dem BBN für alle leichten Elemente die beobachteten primodialen Häufigkeiten vorhersagt (Konsistenzbereich)? 4 He: wird in Sternen erzeugt (gemeinsam mit Metallen) primordiale Werte nur in metall- freien Gebieten ideal: extragalaktische HII-Regionen mit niedriger Metallizität Z Z-Korrelation mit O und N Resultat: X 4,p = oder ± Deuterium: wird in Sternen vollständig zu 3 He verbrannt D/H: (ISM); (Meteoriten)
43 3 He: wird in Sternen erzeugt (aus D und im p-p-zyklus) und verbrannt (ebenda) Nettorate abhänging von Sternmasse unklar, ob netto Erzeugung oder Zerstörung 7 Li: wird in Sternen erzeugt und zerstört welche Sterne geben uns die beste Näherung für 7 Li p? möglicherweise sehr alte, metallarme Sterne in der Galaxis
44 Resultat 1. es gibt einen Konsistenzbereich!
45 2. für 3.3 < η 10 < oder < Ω Bh 2 < Ω B : das ist 3-5 mal soviel baryonische Materie wie man leuchten sieht Suche nach dunkler baryonischer Materie (Planeten, Brown Dwarfs, etc.) 5. aber auch: Ω B < 1; in einem Universum mit Ω > 0.3 muß es also vor allem dunkle nicht-baryonische Materie geben! 6. Standardmodell der Kosmologie überzeugend bestätigt
46 Allerdings die von Wilkinson Microwave Anisotropy Probe bevorzugte Materiedichte ist höher als der Konsistenzbereich und stimmt nur mit 4 He und D gut überein. Lithium ist ein Problem!
47 Strahlung entkoppelt von Materie Zunächst starke Kopplung durch Compton- Streuung von Photonen an Elektronen. Später können Elektronen an Protonen gebunden werden (Rekombination) und die Photonen sich frei bewegen (Entkopplung); freie Weglänge > Hubble-Radius ch 1 0. Die Zahl der freien Elektronen als Funktion von T = T 0 (1 + z) kann berechnet werden (Funktion von Ωh 2 ). Sollen weniger als 10% der Elektronen frei sein, ergibt sich für Ωh und T 0 = 2.7 K ein z rec + 1 = 1300 (T rec = 3600 K oder 0.3 ev und t rec Jahre) Das Universum ist also optisch dicht für z > 1400 und wir können keine Photonen aus früheren Epochen sehen. Aber die damals vorhandenen Photonen strömen immer noch als Kosmische Hintergrundstrahlung (CMB) durchs Universum! Etwas vor dieser Epoche (bei z beginnt auch Materie (Ω M ) die Entwicklung des Universums zu bestimmen.
48 Die kosmischen Parameter 2006 Ω M h = 0.20±0.03, Ω B /Ω M = 0.15±0.07 (aus Power-Spektrum der Dichtefluktuationen) Ω M h 2 = 0.145±0.019, Ω B h 2 = ± (aus CMB/WMAP-Ergebnissen + SDSS) (aus BBN) Ω B h 2 = ± (aus CMB/WMAP) t = 13.7 ± Jahre h = 0.72 ± 0.07 (Hubble-Konstante; aus Hubble-Key-Project) Λ = 1 Ω M 0.7 (aus Supernovae Ia Projekt; WMAP und SDSS)
49 Zusammenfassung der thermischen Geschichte Einige kritische Zeitpunkte: z 10 9 h 2 Ω, T K, t 0.01 h 4 s: Neutrinos entkoppeln z , T K, t 0.05s: Paarvernichtung z , T K, t 0.1s...3m: BBN z 40,000, T 10 5 K, t 600a: Energiedichte Materie Strahlung z 1280, T 3600K, t a: Rekombination es folgen die Dark Ages z 12, T 400K, t a: Reionisation durch erste Sterne z 10, T 250K, t a: Strukturentstehung führt zu ersten Galaxien
Standardmodell der Kosmologie
! "# $! "# # % & Standardmodell der Kosmologie Urknall und Entwicklung des Universums Inhalt Einleitung Experimentelle Hinweise auf einen Urknall Rotverschiebung der Galaxien kosmische Hintergrundstrahlung
MehrDer Urknall und die Kosmische Hintergrundstrahlung
und die Kosmische Hintergrundstrahlung Seminar Astroteilchenphysik in der Theorie und Praxis Physik Department Technische Universität München 12.02.08 und die Kosmische Hintergrundstrahlung 1 Das Standardmodell
MehrDIE THERMISCHE GESCHICHTE DES UNIVERSUMS & FREEZE-OUT. 14. Dezember Kim Susan Petersen. Proseminar Theoretische Physik & Astroteilchenphysik
DIE THERMISCHE GESCHICHTE DES UNIVERSUMS & FREEZE-OUT 14. Dezember 2010 Kim Susan Petersen Proseminar Theoretische Physik & Astroteilchenphysik INHALT 1. Das Standardmodell 2. Die Form des Universums 3.
MehrKosmologie. Wintersemester 2014/15 Vorlesung # 4,
Kosmologie Wintersemester 014/15 Vorlesung # 4, 10.11.015 Guido Drexlin, Institut für Experimentelle Kernphysik Expandierendes Universum - aktuelle Befunde für W V und W M Thermisches Universum - Temperaturen
MehrKosmologische Konstante. kosmischer Mikrowellen-Hintergrund. Strukturbildung im frühen Universum
Kosmologische Konstante kosmischer Mikrowellen-Hintergrund und Strukturbildung im frühen Universum Philip Schneider, Ludwig-Maximilians-Universität 31.05.005 Gliederung Geschichte: Die letzten 100 Jahre
MehrDas Standardmodell der Kosmologie
Stefan Fryska 10.06.2010 Gliederung Gliederung 1. Umbruch: erste Hinweise auf nicht statisches Universum 2. Theoretische Beschreibung eines dynamischen Universums 3. Experimentelle Bestimmung der kosmologischen
MehrThemen. 1. Experimentelle Beobachtungen und Hubble. 2. Die Kosmologischen Epochen. 3. Die Hintergrundstrahlung
1 Themen 1. Experimentelle Beobachtungen und Hubble 2. Die Kosmologischen Epochen 3. Die Hintergrundstrahlung 4. Dunkle Materie / Energie als notwendige Konsequenz 5. Schwächen der Urknalltheorie 2 Allgemeines
MehrDie beschleunigte Expansion
Die beschleunigte Expansion Franz Embacher Fakultät für Physik Universität Wien Vortrag im Rahmen von University Meets Public VHS Meidling, 12. 3. 2012 Nobelpreis 2011 an Saul Perlmutter, Brian P. Schmidt
MehrDunkle Materie und dunkle Energie
Dunkle Materie und dunkle Energie Franz Embacher Fakultät für Physik der Universität Wien Vortrag am Vereinsabend von ANTARES NÖ Astronomen St. Pölten, 9. 9. 2011 Die Bestandteile Woraus besteht das Universum?
MehrDer Urknall. Wie unser Universum aus fast Nichts entstand
Der Urknall Wie unser Universum aus fast Nichts entstand Die großen Fragen Woraus besteht das Universum? Wie sah das Universum am Anfang aus? Plasma! und vorher? Woraus haben sich Strukturen entwickelt?
MehrNeues aus Kosmologie und Astrophysik 1.0
Neues aus Kosmologie und Astrophysik 1.0 Unser Universum Sterne und Galaxien Hintergrundstrahlung Elemententstehung Das Big-Bang-Modell Prozesse im frühen Universum Fragen und Antworten (?) Dunkle Materie
MehrKai Zuber Institut für Kern- und Teilchenphysik TU Dresden
Kai Zuber Institut für Kern- und Teilchenphysik TU Dresden Historische Einführung Das Alter des Universums Warum eine dunkle Seite? Was ist die dunkle Seite? Wie kann man sie nachweisen? Inka-Kultur Navajo-Indianer
MehrGalaxien am Rande des Universums?
Kosmologie 1. Einige Beobachtungen a) Entfernte Galaxien b) Homogen und Isotrop c) Olbers Paradox 2. Die Entstehung des Universums 3. Kosmologische Parameter 4. Dunkle Energie drart Galaxien am Rande des
MehrKosmologie. Eine kurze Einführung. Sarah Aretz CERN
Kosmologie Eine kurze Einführung Sarah Aretz CERN Worum geht es in der Kosmologie? Κοσμολογία = Lehre von der Welt Physikalische Kosmologie Beschreibung des Universums durch physikalische Gesetze Kosmologische
MehrKai Zuber Institut für Kern- und Teilchenphysik TU Dresden
Kai Zuber Institut für Kern- und Teilchenphysik TU Dresden Historische Einführung Das Alter des Universums Warum eine dunkle Seite? Was ist die dunkle Seite? Wie kann man sie nachweisen? Inka-Kultur Navajo-Indianer
MehrModerne Kosmologie. Michael H Soffel. Lohrmann Observatorium TU Dresden
Moderne Kosmologie Michael H Soffel Lohrmann Observatorium TU Dresden Die Expansion des Weltalls NGC 1300 1 Nanometer = 1 Millionstel mm ; 10 Å = 1 nm Fraunhofer Spektrum Klar erkennbare Absorptionslinien
MehrUrknall und Entwicklung des Universums
Urknall und Entwicklung des Universums Thomas Hebbeker RWTH Aachen University Dies Academicus 11.06.2008 Grundlegende Beobachtungen Das Big-Bang Modell Die Entwicklung des Universums 1.0 Blick ins Universum:
MehrKosmologie I. Thorben Kröger. Juni 2008
Kosmologie I Thorben Kröger Juni 2008 1 / 48 1 Einführung 2 Robertson-Walker-Metrik 3 Friedmann Gleichungen 4 Einfache Universen 2 / 48 1 Einführung 2 Robertson-Walker-Metrik 3 Friedmann Gleichungen 4
MehrAus was besteht unser Universum?
Aus was besteht unser Universum? Inhalt der Vorlesung Moderne Kosmologie. 1. Von Aristoteles zu Kopernikus 2. Die beobachtbaren Fakten: Kosmologisches Prinzip; Hintergrundstrahlung; Rotverschiebung; dunkle
MehrUrknall und. Entwicklung des Universums. Grundlegende Beobachtungen Das Big-Bang Modell Die Entwicklung des Universums 1.1
Urknall und Entwicklung des Universums Thomas Hebbeker RWTH Aachen Dies Academicus 08.06.2005 Grundlegende Beobachtungen Das Big-Bang Modell Die Entwicklung des Universums 1.1 Blick ins Universum: Sterne
MehrBeschleunigte Expansion des Universums
2. Juli 2013 Schicksal des Universums Some say the word will end in fire; Some say in ice... Inhaltsverzeichnis 1 Motivation 2 3 4 5 Verständnis des Universums zu Beginn des 20.Jh. Das Universum ist......nicht
MehrKosmologie. der Allgemeinen Relativitätstheorie. Das Standard-Modell der. Kosmologie
Kosmologie der Allgemeinen Relativitätstheorie Das Standard-Modell der Kosmologie Unbeantwortete Fragen der Kosmologie (Stand 1980) Warum beobachtet man keine magnetischen Monopole? Flachheitsproblem:
MehrKosmogonie. Das frühe Universum. Vom Urknall bis zur Rekombination
Kosmogonie Das frühe Universum Vom Urknall bis zur Rekombination Hubble-Konstante und Weltalter Hubbles Wert für die Expansion: H 500kmsec Mpc 0 1 1 R(t) Weltalter bei gleichmäßiger Expansion: 1 9 Tu 2
MehrPrimordiale Nukleosynthese
Westfälische Wilhelms-Universität Münster Nadine Wehmeier Seminar zur Theorie der Teilchen und Felder Thema im WS 2008/2009: Kosmologie und Teilchenphysik Skript zum Seminarvortrag vom 19.11.2008 Primordiale
MehrDie Geometrie. des Universums. Max Camenzind APCOSMO SS2012
Die Geometrie des Universums Max Camenzind APCOSMO TUDA @ SS01 Das Universum Expandiert Der Raum wird gestreckt Hubble: Das Universum der Galaxien expandiert! Das Universum ist jedoch ein Kontinuum aus
MehrKosmologie. der Allgemeinen Relativitätstheorie. Das expandierende Universum
Kosmologie der Allgemeinen Relativitätstheorie Das expandierende Universum Historie der Theorie Albert Einstein 1916 Es gibt keinen absoluten Raum im Newtonschen Sinne. Massen bestimmen die Geometrie des
MehrDie Entstehung der leichten Elemente
Hauptseminar Astroteilchenphysik und Dunkle Materie Sommersemester 2009 Die Entstehung der leichten Elemente Johannes Zeller Universität Karlsruhe (TH) Vortrag am 15.5.2009 1 Inhaltsverzeichnis 1 Einleitung
MehrGliederung. Massenbestimmung von Galaxien/Galaxienhaufen Entstehung großräumiger Strukturen Kandidaten für dunkle Materie Alternative Vorstellungen
Gliederung Dunkle Materie Massenbestimmung von Galaxien/Galaxienhaufen Entstehung großräumiger Strukturen Kandidaten für dunkle Materie Alternative Vorstellungen Dunkle Energie Die Urknall-Hypothese, die
MehrDie Geometrie des Universums. Max Camenzind Akademie Heidelberg November 2014
Die Geometrie des Universums Max Camenzind Akademie Heidelberg November 2014 Komet 67P Komet 67P: Perihel: 1,2432 AE Aphel: 5,689 AE a = 3,463 AE e = 0,6412 P = 6,44 a i = 7,04 P Rot = 12,4 h 67P Kometenbahn
MehrCMB Echo des Urknalls. Max Camenzind Februar 2015
CMB Echo des Urknalls Max Camenzind Februar 2015 Lemaître 1931: Big Bang des expandierenden Universums Big Bang : Photonenhintergrund + Neutrinohintergrund 3-Raum expandiert: dx a(t) dx ; Wellenlängen
MehrUrknalltheorie 1. Die Entdeckung des Urknalls
Urknalltheorie Die Urknalltheorie beschäftigt sich mit den Geschehnissen unmittelbar nach dem Urknall einem unvorstellbarem, aber wissenschaftlich anerkanntem Ereignis welches, aus einer extrem heißen
MehrIn dem unser Universum beschreibenden kosmologischen Modell erfüllt die sogenannte Friedmann-Lemaitre-Gleichung diese Bedingungen.
Entfernungen im Universum Die Bestimmung von Objektentfernungen gehört zu den wichtigsten Aufgaben der Kosmologie. Hierfür gibt es eine ganze Palette an Verfahren, z.b. die Parallaxen- und die Cepheiden-Methode
MehrModerne Kosmologie. Jörn Wilms Institut für Astronomie und Astrophysik Eberhard-Karls-Universität Tübingen
Moderne Kosmologie Jörn Wilms Institut für Astronomie und Astrophysik Eberhard-Karls-Universität Tübingen http://astro.uni-tuebingen.de/~wilms/teach/cosmo Inhalt 0 2 Alte Kosmologie Raum und Zeit Friedmann-Gleichungen
MehrSeminar Dunkle Materie - Neue Experimente zur Teilchen- und Astroteilchenphysik
Seminar Dunkle Materie - Neue Experimente zur Teilchen- und Astroteilchenphysik im SS 2007 RWTH Aachen Betreuer: Prof. Dr. Stefan Schael Vortrag: Ruth Paas 1 Dunkle Materie Gravitationslinsen und andere
MehrDie ersten 3 Minuten - Elemententstehung im Urknall
Die ersten 3 Minuten - Elemententstehung im Urknall Hauptseminar Astroteilchenphysik - Kosmische Strahlung Philipp Burger 1 ENERGIE- ZEITSKALEN 1 Energie- Zeitskalen Der Hubble-Parameter beschreibt die
MehrDie thermische Entwicklung des Universums
Die thermische Entwicklung des Universums Kim Susan Petersen 14. Dezember 2010 1 Die Zukunft unseres Universums Wie wir bereits gelernt haben, wird die Ausdehung des Universums durch die Friedmann-Gleichungen
MehrDie Urknalltheorie. KIT Universität des Landes Baden-Württemberg und nationales Forschungszentrum in der Helmholtz-Gemeinschaft.
Die Urknalltheorie KIT Universität des Landes Baden-Württemberg und nationales Forschungszentrum in der Helmholtz-Gemeinschaft www.kit.edu Überblick 2 Allgemeine Relativitätstheorie Die Väter der Urknalltheorie
MehrRaum, Zeit, Universum Die Rätsel des Beginns. Bild : pmmagazin
Raum, Zeit, Universum Die Rätsel des Beginns Bild : pmmagazin Der Urknall Wie unser Universum aus fast Nichts entstand Inflationäres Universum Überall fast Nichts nur Fluktuationen Explosionsartige Expansion
MehrDie Expansion des Kosmos
Die Expansion des Kosmos Mythos und Wirklichkeit Dr. Wolfgang Steinicke MNU-Tagung Freiburg 2012 Eine Auswahl populärer Mythen und Probleme der Kosmologie Der Urknall vor 13,7 Mrd. Jahren war eine Explosion
Mehrv = z c (1) m M = 5 log
Hubble-Gesetz Das Hubble-Gesetz ist eines der wichtigsten Gesetze der Kosmologie. Gefunden wurde es 1929 von dem amerikanischen Astronom Edwin Hubble. Hubble maß zunächst die Rotverschiebung z naher Galaxien
MehrIst das Universum ein 3-Torus?
1 / 20 Ist das Universum ein 3-Torus? RHO-Sommercamp, Waren Martin Haufschild 19. August 2009 2 / 20 Krümmung Kosmologische Räume werden gewöhnlich nach ihrer (Gaußschen) Krümmung K unterschieden: positive
MehrDas neue kosmologische Weltbild zum Angreifen!
Das neue kosmologische Weltbild zum Angreifen! Franz Embacher http://homepage.univie.ac.at/franz.embacher/ franz.embacher@univie.ac.at Fakultät für Physik Universität Wien Vortrag im Rahmen von physics:science@school
MehrNukleosynthese im frühen Universum
Nukleosynthese im frühen Universum Ausbildungsseminar Astroteilchenphysik Christian Goßler Naturwissenschaftliche Fakultät II - Physik Universität Regensburg November 2008 Inhaltsverzeichnis 1 Einleitung
MehrString Theorie - Die Suche nach der großen Vereinheitlichung
String Theorie - Die Suche nach der großen Vereinheitlichung Ralph Blumenhagen Max-Planck-Institut für Physik String Theorie - Die Suche nach der großen Vereinheitlichung p.1 Das Ziel der Theoretischen
MehrDas neue Bild vom Universum
13. Mai 2006 Motto Mache die Dinge so einfach wie möglich, aber nicht einfacher! Normale Normale Sterne Entfernungen Spektren besteht aus Protonen, Neutronen und Elektronen. Normale Normale Sterne Entfernungen
MehrDie Entstehung des Universums - was wir wissen und wo wir rätseln
Die Entstehung des Universums - was wir wissen und wo wir rätseln vor 8 Minuten vor vielen Tausenden von Jahren vor vielen Millionen von Jahren Galaxien Hubble deep field vor Milliarden Jahren Was
MehrDie dunkle Seite des Universums
Die dunkle Seite des Universums Dunkle Materie und dunkle Energie Julian Merten Institut f ur Theoretische Astrophysik Zentrum f ur Astronomie Universit at Heidelberg Ravensburg, 26. Juni 2009 Julian Merten
Mehr- Weltmodelle - kosmologische Konstante - kosmologische Inflation - experimentelle Überprüfung der Urknalltheorie
Cosmology Prof. Dr. Gregor Herten Fakultät für Physik Universität Freiburg Studentenseminar Teilchenphysik und Kosmologie WS 001/0 - Weltmodelle - kosmologische Konstante - kosmologische Inflation - experimentelle
Mehr11. Die Geschichte des Universums
11. Die Geschichte des Universums 1. Hinweise auf eine Geschichte, Dynamik 2. Planck Skala 3. Die ersten drei Minuten Das 4. Weltbild Offene der Fragen modernen Physik 11. Die Geschichte des Universums
MehrStandardmodell der Kosmologie
! "# $! "# # % & Standardmodell der Kosmologie Urknall und Entwicklung des Universums Inhalt Einleitung Experimentelle Hinweise auf einen Urknall Rotverschiebung der Galaxien kosmische Hintergrundstrahlung
MehrFrühes Universum in Newton scher Kosmologie. Tobias Lautenschlager 27. Juni 2007
Frühes Universum in Newton scher Kosmologie Tobias Lautenschlager 7. Juni 7 Inhaltsverzeichnis 1 Annahmen 1.1 Das kosmologische Prinzip...................... 1. Die Bewegung von Galaxien.....................
MehrUrknalltheorie. Martin Babutzka Hauptseminar: Der Urknall und seine Teilchen - Urknalltheorie
Urknalltheorie Martin Babutzka 1 Übersicht Die Urknalltheorie beschäftigt sich mit den Geschehnissen unmittelbar nach dem Urknall einem unvorstellbarem, aber wissenschaftlich anerkanntem Ereignis welches,
MehrTemperaturentwicklung des Universums
Der Urknall und seine Teilchen Temperaturentwicklung des Universums Alexander Bett 20. Mai 2011 Inhaltsverzeichnis 1 Einleitung 2 2 Temperaturabhängigkeiten 3 2.1 Strahlungsdominiertes Universum.......................
MehrVersuchsanleitung zum Astrophysikalischen Praktikum Standardkerzen: Entfernungsbestimmung von M100
Versuchsanleitung zum Astrophysikalischen Praktikum Standardkerzen: Entfernungsbestimmung von M100 In dieser Aufgabe bestimmen Sie anhand gegebener Lichtkurven von Cepheiden in der Spiralgalaxie M100 im
MehrKosmologisches Dreieck, dunkle Materie, dunkle Energie
Kosmologisches Dreieck, dunkle Materie, dunkle Energie Hauptseminar: Neuere Entwicklungen der Kosmologie Thorsten Losch Universität Stuttgart Kosmologisches Dreieck, dunkle Materie, dunkle Energie p.1/50
MehrFortgeschrittene Experimentalphysik für Lehramtsstudierende. Teil II: Kern- und Teilchenphysik
Fortgeschrittene Experimentalphysik für Lehramtsstudierende Markus Schumacher 30.5.2013 Teil II: Kern- und Teilchenphysik Prof. Markus Schumacher Sommersemester 2013 Kapitel1: Einleitung und Grundbegriffe
MehrDas Olbers sche Paradoxon
Kosmologie Das Olbers sche Paradoxon Die Hubble-Konstante Ein endliches Universum Das kosmologische Prinzip Homogenität des Universums Metrik einer gekrümmter Raumzeit Hubble Parameter und kritische Dichte
MehrFriedmann-Robertson-Walker-Metrik und Friedmann-Gleichung
Friedmann-Robertson-Walker-Metrik und Friedmann-Gleichung Anja Teuber Münster, 29. Oktober 2008 Inhaltsverzeichnis 1 Einleitung 2 2 Allgemeine Relativitätstheorie und die Einstein schen Feldgleichungen
MehrKosmologie und Strukturbildung. Matthias Steinmetz (AIP)
Kosmologie und Strukturbildung Matthias Steinmetz (AIP) Beobachtete Fakten über das Universum 1. Der Nachthimmel ist dunkel Kapitel XIII 2 Kosmologie 3 Beobachtete Fakten über das Universum 1. Der Nachthimmel
MehrDer Urknall. und die ersten drei Minuten
Der Urknall und die ersten drei Minuten 1 Olbersches paradoxon Warum ist es nachts dunkel? mittlere freie Weglänge des Sternenlichts: Das Universum entwickelt sich auf einer Zeitskala, die viel kürzer
Mehr10. Kosmologie. Kosmologie = Lehre vom Bau des Weltalls kosmologische Weltmodelle = zeitliche & räumliche Entwicklung des Weltalls
10. Kosmologie Kosmologie = Lehre vom Bau des Weltalls kosmologische Weltmodelle = zeitliche & räumliche Entwicklung des Weltalls Lexikon: die Kosmologie stützt sich auf Beobachtungsbefunde der Astronomie
MehrGeheimnisse des Universums: Das Rätsel der Dunklen Materie und Energie
Geheimnisse des Universums: Das Rätsel der Dunklen Materie und Energie Das Universum im Sichtbaren, gesehen vom Hubble-Weltraumteleskop Das Universum im Mikrowellenbereich, gemessen vom WMAP-Satelliten
MehrDie Entwicklung des Universums vom Urknall bis heute. Gisela Anton Erlangen, 23. Februar, 2011
Die Entwicklung des Universums vom Urknall bis heute Gisela Anton Erlangen, 23. Februar, 2011 Inhalt des Vortrags Beschreibung des heutigen Universums Die Vergangenheit des Universums Ausblick: die Zukunft
MehrDas Universum rennt... [18. Jun.] Und das Universum dehnt sich noch schneller aus... Hubble und das Universum
Das Universum rennt... [18. Jun.] Und das Universum dehnt sich noch schneller aus... Hubble und das Universum Vor rund 100 Jahren entdeckte der US-amerikanische Astronom Edwin Hubble [1], dass die Fluchtgeschwindigkeit
MehrKosmische Evolution: der Ursprung unseres Universums
Marsilius Vorlesung Heidelberg 2012 Kosmische Evolution: der Ursprung unseres Universums Simon White Max Planck Institute for Astrophysics Sternkarte des ganzen Himmels bis 10,000 Lichtjahre IR-karte
MehrÜber die Vergangenheit und Zukunft des Universums
Über die Vergangenheit und Zukunft des Universums Jutta Kunz CvO Universität Oldenburg CvO Universität Oldenburg Physics in the City, 10. Dezember 2009 Jutta Kunz (Universität Oldenburg) Vergangenheit
MehrMessung der kosmologischen Expansion mit Supernovae
Übersicht Messung der kosmologischen Expansion mit Supernovae Erste Beobachtungen Supernovae Kosmologische Modelle Aktuelle Messungen und ihre Ergebnisse Diskussion der Ergebnisse Adrian Vogel, 17.06.2002
MehrKosmologie im dunklen Universum
Kosmologie im dunklen Universum Dr. Robert W. Schmidt Zentrum für Astronomie Universität Heidelberg Lehrerfortbildung Bayreuth 14.10.2010 Literatur Es gibt viele, viele Bücher, Internetseiten, Movies etc.
MehrModerne Physik: Elementarteilchenphysik, Astroteilchenphysik, Kosmologie
Moderne Physik: Elementarteilchenphysik, Astroteilchenphysik, Kosmologie Ulrich Husemann Humboldt-Universität zu Berlin Sommersemester 2008 Klausur Zeit: Donnerstag, 24.07.08, 9:00 11:00 (s.t.) Ort: dieser
MehrErfolge und Probleme des Standardmodells
Erfolge und Probleme des Standardmodells Erfolge Probleme und Erweiterungen Teilchenhorizont Horizontproblem Flachheitsproblem Kosmische Inflation Einführung in die extragalaktische Astronomie Prof. Peter
MehrDasVermächtnisdesUrknalls Die Hintergrundstrahlung
DasVermächtnisdesUrknalls Die Hintergrundstrahlung Elementare Kräfte Der Urknall und die Expansion des Universums Wie mißt man die Temperatur von Sternen? Hintergrundstrahlung und Isotropie des Universums
MehrDie Entwicklung des Universums
Kapitel 2 Die Entwicklung des Universums 2.1 Einführung Die Frage nach dem Ursprung und der Entwicklung des Universums ist eng verknüpft mit den Fragen nach der Struktur der Materie und deren Verhalten
MehrDer kosmische Mikrowellenhintergrund
Der kosmische Mikrowellenhintergrund Matthias Bartelmann Zentrum für Astronomie, Institut für Theoretische Astrophysik Universität Heidelberg Der kosmische Mikrowellenhintergrund Der kosmische Mikrowellenhintergrund
MehrAlles aus Nichts: der Ursprung des Universums. Simon White Max Planck Institute for Astrophysics
Alles aus Nichts: der Ursprung des Universums Simon White Max Planck Institute for Astrophysics Sternkarte des ganzen Himmels Der Andromeda Nebel: unser nächster Nachbar Spiralgalaxien M101 NGC 5907
MehrProseminar: Theoretische Physik. und Astroteilchenphysik. Fermi- und Bose Gase. Thermodynamisches Gleichgewicht
Proseminar: Theoretische Physik und Astroteilchenphysik Thermodynamisches Gleichgewicht Fermi- und Bose Gase Inhalt 1. Entropie 2. 2ter Hauptsatz der Thermodynamik 3. Verteilungsfunktion 1. Bosonen und
MehrKosmologische Rotverschiebung
Kosmologische Rotverschiebung Hauptseminar Kosmologie 2004 Georg Reuther 25.05.2004 Universität Stuttgart Kosmologische Rotverschiebung p. 1/3 Übersicht Einführung und Vorbetrachtungen Kosmologische Rotverschiebung
MehrKosmogonie. Entstehung der Strukturen im Universum. Seminar des Physikalischen Vereins Frankfurt am Main Rainer Göhring
Kosmogonie Entstehung der Strukturen im Universum Seminar des Physikalischen Vereins Frankfurt am Main 2016 Rainer Göhring Ergebnisse astronomischer Beobachtungen Vom Sonnensystem zu den Superhaufen Expansion
Mehr3. Kosmologie, oder Was ist die Masse des Universums?
3. Vorlesung 3. Kosmologie, oder Was ist die Masse des Universums? Literatur: beliebiges Lehrbuch Kosmologie/ Astrophysik z.b. Klapdor-Kleingrothaus/Zuber, Teilchenastrophysik (mit Beiträgen aus Vorträgen
MehrSchnecke auf expandierendem Ballon
Schnecke auf expandierendem Ballon Kann in einem sich expandierenden Uniersum das Licht einer Galaxie auch die Punkte erreichen, die sich on ihr mit mehr als Lichtgeschwindigkeit entfernen? 1 Als einfaches
MehrDer Nobelpreis Physik 2011
Der Nobelpreis Physik 2011 Saul Perlmutter Brian Schmidt Adam Riess "for the discovery of the accelerating expansion of the Universe through observations of distant supernovae" Max Camenzind / Akademie
MehrDie Entwicklung des Universums
Kapitel 2 Die Entwicklung des Universums 2.1 Einführung Die Frage nach dem Ursprung und der Entwicklung des Universums ist eng verknüpft mit den Fragen nach der Struktur der Materie und deren Verhalten
MehrFORTGESCHRITTENE TEILCHENPHYSIK FÜR. Achim Geiser. Caren Hagner. Sommersemester 2007. Universität Hamburg, IExpPh. Teilchenphysik und Kosmologie
TEILCHENPHYSIK FÜR FORTGESCHRITTENE Teilchenphysik und Kosmologie (teilweise in Anlehnung an Skript R. Klanner/T. Schörner) Caren Hagner Achim Geiser Universität Hamburg, IExpPh Sommersemester 2007 ÜBERBLICK
MehrProseminar Kosmologie und Astroteilchen: Das kosmologische Standardmodell
Proseminar Kosmologie und Astroteilchen: Das kosmologische Standardmodell Tobias Behrendt 24.11.2011 Inhaltsverzeichnis 1 Das kosmologische Prinzip 4 2 Erinnerung: ART und Metriken 5 2.1 Gauss sche Koordinaten............................
MehrKOSMISCHE HINTERGRUNDSTRAHLUNG (CMB) Philipp Zilske Universität Bielefeld Physikalisches Proseminar
KOSMISCHE HINTERGRUNDSTRAHLUNG (CMB) Philipp Zilske Universität Bielefeld Physikalisches Proseminar 26.06.2013 26.06.2013 Philipp Zilske - Kosmische Hintergrundstrahlung 2/23 Übersicht 1. Motivation 2.
MehrAstronomie für Nicht-Physiker
Astronomie für Nicht-Physiker Vorlesungsplan 18.4. Astronomie heute: Just, Fendt 25.4. Sonne, Erde, Mond: Fohlmeister 2.5. Das Planetensystem: Fohlmeister 16.5. Teleskope, Bilder, Daten: Fendt 23.5. Geschichte
MehrDie Entstehung der Elemente
Die Entstehung der Elemente In der Antike besteht alles Sein aus: Heute: Materie (lat: Stoff) sind Beobachtungsgegenstände die Masse besitzen. Raumbereiche, die keine Materie enthalten bezeichnet man als
MehrFriedmann-Robertson-Walker-Metrik und Friedmann-Gleichung Skript zum Vortrag im Rahmen des Seminars: Theorie der Teilchen und Felder (WS 06/07)
Friedmann-obertson-Walker-Metrik und Friedmann-Gleichung Skript zum Vortrag im ahmen des Seminars: Theorie der Teilchen und Felder (WS 6/7) Daniel Bieletzki Inhaltsverzeichnis. Einführung. Grundlagen der
MehrInhaltsverzeichnis Vorwort Einleitung Kapitel 1: Sonnensystem Kapitel 2: Sterne, Galaxien und Strukturen aus Galaxien
Inhaltsverzeichnis Vorwort Einleitung Kapitel 1: Sonnensystem Objekte des Sonnensystems Sonne Innere Gesteinsplaneten und deren Monde Asteroidengürtel Äußere Gas- und Eisplaneten und deren Monde Zentauren
MehrGeochemie 1. 1. Entstehung und Häufigkeit der Nuklide/ Elemente
Geochemie 1 1. Entstehung und Häufigkeit der Nuklide/ Elemente Atome (Elementare Bausteine der Materie) Masse eines Atoms ist im Kern konzentriert (Neutonen + Protonen) Elektronenhülle dominiert das Eigenvolumen
Mehr1 Das unbekannte Universum
In diesem ersten Kapitel schaffen wir die für das Verständnis der anschließenden Kapitel notwendigen Voraussetzungen, ohne dabei zu sehr ins Detail zu gehen. Einige der Themen werden wir später weiter
MehrDunkle Materie und Dunkle Energie: Grosse Rätsel der Kosmologie und der Grundlagenphysik. Norbert Straumann
Dunkle Materie und Dunkle Energie: Grosse Rätsel der Kosmologie und der Grundlagenphysik Norbert Straumann 1 Das Problem der dunklen Materie Fritz Zwicky (1933): Um, wie beobachtet, einen mittleren Dopplereffekt
MehrStandardmodell der Materie und Wechselwirkungen:
Standardmodell der Materie und en: (Quelle: Wikipedia) 1.1. im Standardmodell: sind die kleinsten bekannten Bausteine der Materie. Die meisten Autoren bezeichnen die Teilchen des Standardmodells der Teilchenphysik
Mehr8. Standardmodell. Restprobleme. Vorlesung ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE an der TUCh im WS 2006/07. Strahlungskosmos und Ruhmassekosmos
8. Standardmodell Strahlungskosmos und Ruhmassekosmos Teilchengeschichte Restprobleme 8.3 Restprobleme Problem des ebenen Raumes (flatness problem) Nach dem Standardmodell der Kosmologie (Λ = 0) ergeben
MehrDie Entwicklung des Universums vom Urknall bis heute
Die Entwicklung des Universums vom Urknall bis heute Uwe-Jens Wiese Albert Einstein Center for Fundamental Physics Institut fu r Theoretische Physik, Universita t Bern 100 Jahre Kirche Biberist-Gerlafingen
MehrDas Hubble-Gesetz. J. Lietz. Physikalisches Proseminar, Der Weg zum Hubble-Gesetz Das Hubble-Gesetz Kosmologische Entfernungsbestimmungen
J. Lietz Physikalisches Proseminar, 2013 J. Lietz Übersicht 1 Der Weg zum Hubble-Gesetz 2 3 J. Lietz Motivation Wie weit sind Galaxien und Sterne entfernt? Wie groß und wie alt ist das Universum? J. Lietz
MehrKosmologie Ib: Thermische Geschichte des Universums
Kosmologie Ib: Thermische Geschichte des Universums 10. Mai 2007 Laura Baudis, lbaudis@physik.rwth-aachen.de Physikalisches Institut Ib, RWTH Aachen 1 Inhalt Kosmische Entfernungen Zusammenfassung bisher
MehrDie Entwicklung der Urknalltheorie. Manuel Erdin Gymnasium Liestal, 2012
Die Entwicklung der Urknalltheorie Manuel Erdin Gymnasium Liestal, 2012 William Herschel (1738 1822) Das statische Universum mit einer Galaxie Das Weltbild Herschels Die Position unseres Sonnensystems
MehrDunkle Energie, Dunkle Materie und Urknall wie unser Universum zusammenpasst
Dunkle Energie, Dunkle Materie und Urknall wie unser Universum zusammenpasst Galaxien Hubble deep field Was ist da, wo man nichts sieht? Mehr oder weniger Bekanntes im extragalaktischen Raum
MehrGravitation und Krümmung der Raum-Zeit - Teil 2
Gravitation und Krümmung der Raum-Zeit - Teil 2 Einsteinsche Gravitationsfeldgleichungen Krümmung der Raumzeit = universelle Konstante x Energie- und Impulsdichte Die Raumzeit wirkt auf die Masse (Energie),
MehrWeiterhin ist der tatsächliche Radius des Universums unbekannt, so dass keine Bezugsgröße bezüglich Längen vorhanden ist.
DIE EMPERAURENWICKLUNG DE UNIVERUM 1. Kosologische Grundlagen 1.1. Der kosische kalenfaktor (t) Aufgrund der Hubble-Expansion, die ja bekanntlich eine der wichtigeren äulen des Big-Bang- Modells ist, dehnt
Mehr