Vom Urknall. bis heute Zeit. Kosmologie. Christian Stegmann Universität Erlangen-Nürnberg

Transkript

1 Vom Urknall bis heute Kosmologie Christian Stegmann Universität Erlangen-Nürnberg

2 Die Erde Heute

3 einer von acht Planeten Heute

4 Sterne Heute

5 Die Milchstrasse Heute

6 Voller Sterne Heute

7 Und Nebel Heute

8 Unsere Milchstrasse Heute

9 Das Weltall ist voller Galaxien Heute

10 Galaxiencluster Heute

11 Edwin Hubbles Entdeckung Heute Die Galaxien bewegen sich von uns weg Umso schneller, je weiter sie weg sind

12 Galaxienflucht Heute

13 Verstehen wir das? Heute Wir sind das Zentrum des Universums! Das Weltall dehnt sich aus Der Raum zwischen den Galaxien wird größer Wissenschaftlich attraktiver!

14 Heute

15 Heute Einige später Doppelt so weite Galaxien entfernen sich doppelt so schnell!

16 Wie kann man das messen? Heute Geschwindigkeitsmessung Tacho? Entfernungsmessung Lineal?

17 Heute Geschwindigkeitsmessung über Rotverschiebung

18 Dopplereffekt Heute niedrige Frequenz Rotverschiebung hohe Frequenz Blauverschiebung

19 Kosmologische Rotverschiebung Heute Weltall dehnt sich aus

20 Galaxien-Spektroskopie Heute Stern-Spektrum Natrium Magnesium Galaxien-Spektrum Kalzium v Galaxy ~ km/s

21 Entfernungsmessung Heute R scheinbare Helligkeit ~ wahre Helligkeit. 1/R 2

22 Heute Helligkeit gemessene Helligkeit Mit einem Punkt ist alles bestimmt! gemessene Helligkeit bekannter Abstand gemessener Abstand Entfernung, R

23 Heute Wir brauchen Lampen!

24 Sternenexplosionen Heute Supernova Typ Ia Explodierende weiße Zwerge thermonukleare Bombe von der Größe der Erde! Hell wie eine ganze Galaxie Leuchten auf und verschwinden nach einigen Wochen Supernova 1994D

25 Eine Supernova Heute

26 Wo ist die Supernova? Heute

27 Hier! Heute

28 Standardkerzen Heute

29 Spektren zur Identifikation Heute

30 Das Hubble-Diagramm Heute Entfernung Rotverschiebung (Geschwindigkeit)

31 Heute Das Weltall ist dynamisch und expandiert (sogar beschleunigt)! Das Weltall war früher kleiner als heute Das Weltall ist aus einer heißen Phase entstanden Der Urknall

32 Heute Weltmodelle

33 Allgemeine Relativitätstheorie Heute Einstein 1916 Beschreibt alle gravitativen System Planetensysteme Schwarze Löcher Das Universum Masse erzeugt eine Krümmung des Raumes Raumkrümmung sagt den Massen, wie sie sich bewegen müssen Gravitationsbeschleunigung

34 Lösungen Kosmologische Prinzip Wir sehen das, was jeder andere auch sehen würde Isotropes und homogenes Universum Friedmann Universen (1922) Weltmodelle hängen nur ab von Expansion Gravitationsanziehung Homogen aber nicht isotrop Heute Isotrop aber nicht homogen Isotrop UND homogen

35 Galaxienverteilung Heute

36 Parameter eines expandierenden Universums Heute Expansion Gravitationsanziehung Expansion Hubble Konstante H 0 ist ein Maß für die Stärke der Expansion: H 0 = 20 km/s/mlj Gravitationsanziehung Normale Materie bremst die Expansion (mittlere Dichte ρ) Kritische Dichte, nötig, um die Expansion zu stoppen: ρ krit = 3 H 02 /8πG = g/cm 3

37 Einsteins Raumzeit Heute 2D Analogon

38 Raumkrümmung Heute

39 Geometrie des Universums Heute Balance zwischen Kontraktion und Expansion ausgedrückt durch Ω 0 = ρ/ρ krit Ω 0 > 1, ρ > ρ krit Gravitation gewinnt, das Universum kollabiert Ω 0 = 1, ρ = ρ krit Ausgleich, Expansion hält schlussendlich an Ω 0 < 1, ρ < ρ krit Expansion gewinnt, das Universum kollabiert Λ > 0, Schicksal des Universums ist nicht an die Geometrie gebunden

40 Ende Tag 1!

41 Tag 2

42 Fragen Schicksal unserer Sonne? Neutronensterne als Standardkerzen? Forschungsstand der Kritischen Masse? Wie wird die Entfernung zu einer Standardkerze geeicht? Kann es Antigravitation geben?

43 Wiederholung Der Raum dehnt sich aus! Heute Entfernung Rotverschiebung (Geschwindigkeit)

44 Wiederholung Das Kosmologische Prinzip Der Raum ist isotrop und homogen Entwicklung des Universums hängt ab von Expansion Gravitationsbeschleunigung

45 Das beschleunigte Universum Einsteins Kosmologische Konstante Kosmologische Konstante wirkt wie eine Anti-Gravitation

46 ~70% Dunkle Energie (Kosmologische Konstante) Ω Λ ~30% Materie (Normale und dunkle Materie) Ω m

47 Eine Reise durch die

48 0 Am Anfang war

49 0 Vom Urknall bis heute

50 10-42 s Eine reise Alter = s Der Anfang unserer Physik Alter = s, T = K Starke und elektro-schwache Kraft trennen sich

51 Die Inflation s Alter = s, T = K Plötzliche Expansion des Universums um einen Faktor Das Universum wird flach!

52 Die Vernichtungsschlacht 10-6 s Alter = 10-6 s, T = Kelvin Materie und Antimaterie vernichten sich Materie-Antimaterie-Verhältnis : Danach Materie-Photon-Verhältnis 1 :

53 Nukleosynthese 1 min Alter = 1 min, T = 10 9 K Erzeugung leichter Elemente Wasserstoff, Deuterium, Helium, Lithium

54 Kernfusion 1 min Fusion bei Teilchenkollisionen Starke elektrostatische Abstoßung bei intermediären Abständen Fusion benötigt hohe Temperaturen und große Teilchendichten Kraft Teilchenabstand Starke nukleare Anziehung bei kleinen Abständen

55 Primordiale Nukleosynthese Primordiale Nukleosynthese 1 min

56 Primordiale Nukleosynthese 1 min Erklärt die Häufigkeit der leichten Elemente 74% Wasserstoff 25 %Helium 1% Rest Baryonische Dichte 3, g/cm 3 oder 0,2 Wasserstoffatome/m 3

57 1 min Warum nicht in Sternen?

58 Fusion in Sternen Fusion in Sternen 1 min

59 Fusion in Sternen 1 min Kern Temperatur 10 9 K 10 8 K 10 7 K Wasserstoff- Brennen Helium-Brennen Kohlenstoff-Brennen 1.5x10 7 K 6x10 8 K 1x10 8 K H Brenn-Schale He Brenn-Schale C Brenn-Schale O Brenn-Schale Si Brenn-Schale Fe Kern- keine Fusion Erwarte ungefähr genauso viel Helium wie andere Elemente mit großer Masse Verhältnis: 75% H, 13% He, 12% Rest

60 Vergleich Stellarer und Primordialer Nukleosynthese 1 min skala Temperaturentwicklung Dichte Photon-Baryon- Verhältnis Stellare Nukleosynthese Milliarden von Jahren Ansteigend 100 g/cm 3 1:1 Primordiale Nukleosynthese Minuten Fallend 10-5 g/cm 3 (wie die Luft in diesem Raum) 10 9 : 1

61 1 min Primordiale Nukleosynthese ist eine der Stützen des Urknall-Modells!

62 Bildung von Atomen Jahre Alter = Jahre, T = 3000 Kelvin Erste Atome bilden sich Das Universum wird transparent

63 Jahre Können wir den Urknall sehen?

64 Blick in die Vergangenheit Jahre 4 Lichtjahre

65 Jahre 2 Millionen Lichtjahre

66 Blick in die Vergangenheit einige Milliarden Lichtjahre Jeder Blick in den Kosmos ist ein Blick in die Vergangenheit

67 Der Urknall füllt den Himmel Jahre

68 Der Urknall damals-heute Jahre Damals: Licht 3000 K Heute: Mikrowellen 3 K

69 Die Entdeckung Jahre Mikrowellen-Strahlung aus dem Kosmos

70 COBE and WMAP Jahre COBE COsmic Background Explorer Nobelpreis 2006 (G. Smoot, J. Mather) WMAP Wilkinson Microwave Anisotropy Probe Start 2001

71 Der Spiegel 8/ Jahre

72 Jahre

73 Der Mikrowellen-Hintergrund Jahre T = 2.7 K

74 Die Erde bewegt sich Jahre ΔT = 0,0035 K

75 Das Spektrum Jahre

76 Die Geschichte der kosmischen Hintergrundstrahlung Jahre Fläche der letzten Streuung, wo die Bildung der Atome stattfand. Schwarzkörperstrahlung Das beobachtbare Universum Rand des beobachtbaren Universum Distanz, die Licht im Alter des Universums fliegen konnte. Beobachter Schwarzkörperstrahlung Schwarzkörperstrahlung wird von der Fläche der letzten Streuung in alle Richtung emittiert. Wir sehen nur den Teil, der in unsere Richtung emittiert wurde.

77 Das Echo des Urknalls Jahre ΔT = 0, K

78 Multiploentwicklung Jahre

79 Das Leistungsspektrum Jahre

80 Jahre

81 Jahre

82 Kosmologische Parameter Kosmologische Parameter Jahre

83 Kosmologische Parameter Jahre Gesamtenergiedichte ± Materiedichte 0.24 ± 0.04 Baryonendichte ± Vakuumenergiedichte 0.76 ± 0.05 Neutrinodichte < Alter des Universums 13.7 ± 0.2 Gyr Hubble-Parameter 0.73 ± 0.03 wobei H km = h s Mpc

84 100% 80% Jahre Neue Form von Energie 60% 40% 20% 0% Neue Form von Materie Neutrinos Sterne Materie

85 Zusammenfassung Heute Unser Universum ist aus einem Urknall entstanden Galaxienflucht Häufigkeit leichter Elemente Die Kosmische Hintergrundstrahlung 97% der Energiedichte des Universums sind unbekannt!

86

87 Dunkle Materie Heute Rotationskurven von Galaxien Elliptische Galaxien Gravitationslinsen Mikrowellen-Hintergrund

88 Rotationskurven Heute

89 Galaxien-Cluster 1E optisch

90 Galaxien-Cluster 1E Röntgen

91 Gravitationslinsen

92 Optisch + Röntgen + Dunkle Materie

93 Was ist passiert?

94 Galaxien Cluster CL Heute