Das Dunkle Universum

Transkript

1 Das Dunkle Universum

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11 Galaxien Hubble deep field

12 Was ist da, wo man nichts sieht?

13 Mehr oder weniger Bekanntes im extragalaktischen Raum : Strahlung Gas von Atomen, Molekülen Magnetfelder Neutrinos Gravitationswellen Alles zusammen, plus Atome in Galaxien : Nur 5% der Energiedichte des Universums

14 Unsere Materie : Atome der Staub des Universums Abell 2255 Cluster ~300 Mpc

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16 Atome der Staub des Universums

17 nur 4,5 % des Universums bestehen aus Atomen : bekannt von Hintergrundstahlung, Jahre abb Atomphysik Nucleosynthese Minute abb Kernphysik

18 95% des Universums sind dunkel Dunkle Energie und Dunkle Materie oder genauer : durchsichtig

19 Dunkle Materie und Dunkle Energie 95 % der Energiedichte des Universums Das meiste ist unbekannt!

20 Die Jagd nach den Phantomen

21 Himmelsdurchmusterung : nicht nur mit Licht! Infrarotstrahlung Röntgenstrahlung hochenergetische Gammastrahlen Gravitationslinsen Neutrinos (? ) Gravitationswellen (? ) Farben frei gewählt

22 Dunkle Materie

23 Dunkle Materie in Galaxienhaufen ( Cluster )

24 Dunkle Materie in Kollision bullet cluster

25 Wieviel Dunkle Materie gibt es?

26 Materie : Alles, was klumpt

27 Gravitations - Potenzial Materieklumpen erzeugen Gravitationspotenzial (Newton ) Dies kann vermessen werden Bestimmung der Masse des Klumpens z.b. Sonnenmasse genau bekannt

28 Gravitationslinse,HST

29 Lichtstrahlen werden durch Massen abgelenkt

30 Gravitationslinse,HST

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32 Schwacher Gravitationslinsen Effekt : Leichte Verzerrung des Bilds Tausender von Hintergrundgalaxien Statistische Verteilung

33 Dunkle Materie Anteil der Materie insgesamt : 25 % Die meiste Materie ist dunkel! Bisher nur durch Gravitation spürbar Alles was klumpt! Gravitationspotential

34 Woraus besteht Dunkle Materie?

35 Dunkle Materie könnte aus noch unbekannten Elementarteilchen bestehen LHC, CERN, Genf

36 Suche nach Dunkler Materie bis heute nichts gefunden...

37 Woraus besteht unser Universum? 25

38 Dunkle Materie + Atome : Alles was klumpt! 25 %

39 25 % von was?

40 ρ c =3 H² M² Kritische Dichte Kritische Energiedichte des Universums ( M : reduzierte Planck-Masse, M -2 =8 π G ; H : Hubble Parameter ) Ω b =ρ b /ρ c Anteil der Atome ( Baryonen ) an der (kritischen) Energiedichte

41 Kritische Dichte Ω tot bestimmt die Geometrie des Universums : kann vermessen werden Ω tot =1 flaches Universum Ω tot >1 Geometrie wie Kugeloberfläche Ω tot <1 hyperbolische Geometrie

42 Kritische Dichte Ω tot =1 flaches Universum Ω tot >1 Kugeloberfläche Ω tot <1 hyperbolische Geometrie

43 Woraus besteht unser Universum?

44 Quintessenz! Feuer, Luft, Wasser, Erde!

45 Materie Atome : Ω b = 0.05 Dunkle Materie : Ω dm = 0.2

46 Dunkle Energie : Ω h : 0.75

47 Kosmologie : Verständnis des Universums als Ganzem

48 Wer weit hinaus schaut, schaut weit zurück!

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50 Foto des Urknalls Planck WMAP

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52 Expansion des Universums Hmm?

53 Expansion des Universums Der Raum zwischen den Galaxienhaufen dehnt sich aus. Früher war das Universum dichter, und heißer. Zurückverfolgung der Einstein schen kosmologischen Gleichungen : Urknall, extrem heißer Feuerball! Bis ca Jahre nach dem Urknall : heißes Plasma aus Protonen, Elektronen und Strahlung

54 Feuerball heißes Plasma Elektronen und Kerne oder Kernbestandteile getrennt viel heißer und dichter als die Sonne undurchsichtig Licht wird fortdauernd gestreut Ende nach Jahren

55 Kann man in die Sonne hineinschauen? nur Oberfläche der Sonne sichtbar, obwohl viel elektromagnetische Strahlung im Innern!

56 Kosmische Hintergrundstahlung Jahre abb ist Universum genug abgekühlt, so dass sich neutrale Atome bilden können. Universum wird durchsichtig Vergleich : Wolke löst sich auf abb : after big bang nach dem Urknall

57 Foto des Urknalls als sich die Atome bildeten : ca Jahre abb

58 Signale des Urknalls Hintergrundstrahlung Es werde Licht! ( Fiat lux ) ( Jahre nach Urknall) Primordiale Elementsynthese (Nucleosynthese) Beginn der Chemie ( 10 Minuten abb ) abb : after big bang

59 und alles aus wenigen Gleichungen

60 Entwicklung des Universums NASA Milliarden Jahre abb

61 Näher an den Urknall Je näher an den Urknall, desto höher die Temperatur und Energie der Teilchen Physik bei hohen Energien weniger gut bekannt Erst ab Sekunden abb : Im wesentlichen bekannte Physik

62 Teilchenphysik nähert sich Urknall vor Zeiten von Sekunden abb sind die Teilchen mit Masse < Temperatur nicht experimentell bekannt LHC erforscht Physik, die für Sekunden abb wichtig ist spontane Symmetriebrechung, Phasenübergang Energiegrenze

63 Energiegrenze LHC, CERN, Genf

64 Modell des Universums großes Ziel! Quantitatives Verständnis und Vorhersagen von Sekunden abb bis weit in die Zukunft

65 Modell des Universums haben wir das Universum wirklich verstanden? die letzten paar Milliarden Jahre?

66 Expansion des Universums Hmm?

67 Supernovae als Standardkerzen

68 Beschleunigte Expansion Zeit 5 Milliarden Jahre Kessler et al Abstand

69 Abstand Zeit Milliarden Jahre

70 Supernova Ia Hubble-Diagramm Rotverschiebung z Riess et al. 2004

71 Beschleunigte Expansion des Universums! Hmm?

72 Bestimmmung der Energiedichte des Universums 37

73 Bestimmung der Energiedichte des Universums Ω tot bestimmt die Geometrie des Universums : kann vermessen werden Ω tot =1 flaches Universum Ω tot >1 Geometrie wie Kugeloberfläche Ω tot <1 hyperbolische Geometrie

74 gekrümmte Bahnen der Lichtstrahlen

75 Räumlich flaches Universum Ω tot = 1 Theorie (Inflationäres Universum ) Ω tot = x Beobachtung ( WMAP ) Ω tot =1.02 ( ±0.02)

76 Bestimmung durch Foto des Urknalls

77 Wilkinson Microwave Anisotropy Probe A partnership between NASA/GSFC and Princeton Science Team: NASA/GSFC Chuck Bennett (PI) Michael Greason Bob Hill Gary Hinshaw Al Kogut Michele Limon Nils Odegard Janet Weiland Ed Wollack Brown Greg Tucker UBC Mark Halpern UCLA Ned Wright Chicago Stephan Meyer Princeton Chris Barnes Norm Jarosik Eiichiro Komatsu Michael Nolta Lyman Page Hiranya Peiris David Spergel Licia Verde

78 Bild einer Kugeloberfläche von innen winzige Temperatur-schwankungen der Hintergrundstrahlung

79 Anisotropie der Hintergrundstahlung : Fleckengröße

80 Stärke der Temperaturschwankung in Abhängigkeit von Fleckengröße ( im Winkel ) Kontrast ca 10 Grad ca 1 Grad Winkel

81 Akustische Schwingungen im Plasma ca 10 Grad ca 1 Grad

82 Schallwellen im frühen Universum Länge berechenbar

83 Ω tot =1

84 Räumlich flaches Universum Ω tot = 1 Ω tot = 1 Ω tot =0.25

85 Bestimmung kosmologischer Parameter Mittelwerte WMAP 2003 Ω tot =1.02 Ω m =0.27 ca 10 Grad ca 1 Grad Ω b =0.045 Ω dm =0.225

86 Räumlich flaches Universum Ω tot = 1

87 Dunkle Energie Ω m + X = 1 Ω m : 25% Ω h : 75% Dunkle Energie h : homogen, oft auch Ω Λ statt Ω h

88 Dunkle Energie dominiert das Universum Energie - Dichte im Universum = Materie + Dunkle Energie 25 % + 75 %

89 Zusammensetzung des Universums Atome : Ω b = 0.05 Dunkle Materie : Ω dm = 0.22 Dunkle Energie : Ω h = 0.73

90 Dunkle Energie nur ein Viertel der Enegiedichte des Universums besteht aus Materie drei Viertel sind völlig gleichmäßig verteilte Dunkle Energie Woraus besteht das Universum?

91 Eigenschaften der Dunkle Energie? 45

92 Dunkle Energie : homogen verteilt

93 Dunkle Energie : kosmologische Effekte

94 Vorhersagen für Kosmologie mit Dunkler Energie Die Expansion des Universums beschleunigt sich heute!

95 Dunkle Energie und Dunkle Materie sind ( heute ) Gegenspieler : Dunkle Materie verlangsamt Expansion Dunkle Energie beschleunigt Expansion

96 Strukturbildung Aus winzigen Anisotropien wachsen die Strukturen des Universums Sterne, Galaxien, Galaxienhaufen Ein primordiales Fluktuationsspektrum beschreibt alle Korrelatonsfunktionen!

97 Simulationen im Computer

98 t = 13.6 Milliarden Jahre ( z=0 ) Verteilung der Dunklen Materie im Universum Millenium simulation, VIRGO project

99 t = 1 Milliarde Jahre ( z =5.7 )

100 t = 13.6 Milliarden Jahre ( z=0 )

101 und Vergleich mit Beobachtung : Verteilung der Dunklen Materie

102 t = 13.6 Milliarden Jahre ( z=0 ) Zoom auf Galaxienhaufen

103 t = 13.6 Milliarden Jahre ( z=0 )

104 t = 13.6 Milliarden Jahre ( z=0 )

105 Vergleich mit Beobachtung

106 Strukturbildung : Ein primordiales Fluktuationsspektrum CMB passt mit Galaxienverteilung Lyman α und Waerbeke Gravitationslinsen- Effekt!

107 Dunkle Energie : die Beobachtungen passen zusammen!

108 Konsistentes kosmologisches Modell!

109 Zusammensetzung des Universums Ω b = 0.05 sichtbar klumpt Ω dm = 0.22 unsichtbar klumpt Ω h = 0.73 unsichtbar homogen

110 Was ist Dunkle Energie? 50

111 Was ist die Dunkle Energie? Kosmologische Konstante oder Quintessenz oder Modifikation der Gravitation?

112 Kosm. Konst. Quintessenz statisch dynamisch

113 Eigenschaften der Dunklen Energie bestimmen die Zukunft des Universums Vorhersagbarkeit für die nächsten 100 Milliarden Jahre

114 Quintessenz : neue fundamentale Wechselwirkung Starke,elektromagnetische,schwache Wechselwirkung Auf astronomischen Skalen: Graviton + Gravitation Kosmodynamik Kosmon

115 Vereinheitlichung aller Wechselwirkungen Ω m + X = 1 Superstrings Zusätzliche Dimensionen Fundamentaler Ursprung der Massenskalen? Ω m : 25% Ω h : 75% Dunkle Energie

116 Modifikation Einstein s allgemeiner Relativitätstheorie??

117 Zusammenfassung Physik des Universums in wesentlichen Zügen bekannt von Sekunden abb bis 3 Milliarden Jahre abb. Vorhersagen über Zukunft benötigen quantitatives Verständnis der Dunklen Energie Wir wissen noch nicht, was Dunkle Materie und Dunkle Energie ist

118 Quintessenz

119 Kosmologische Konstante Konstante λ verträglich mit allen Symmetrien Zeitlich konstanter Beitrag zur Energiedichte Warum so klein? λ/m 4 = Warum gerade heute wichtig?

120 Kosmologische Massenskalen Energie - Dichte ρ ~ ( ev ) - 4 Reduzierte Planck Masse M= GeV Newton s Konstante GN=(8πM²) Nur Verhältnisse von Massenskalen sind beobachtbar! homogene dunkle Energie: Materie: ρ h /M 4 = ˉ¹²¹ ρ m /M 4 = ˉ¹²¹

121 Zeitentwicklung ρ m /M 4 ~ aˉ³ ~ tˉ² Materie dominiertes Universum tˉ3/2 Strahlungsdominiertes Universum ρ r /M 4 ~ aˉ4 ~ t -2 Strahlungsdominiertes Universum Grosses Alter kleine Grössen Gleiche Erklärung für dunkle Energie?

122 Kosm. Konst. Quintessenz statisch dynamisch

123 Quintessenz Dynamische dunkle Energie, vermittelt durch Skalarfeld (Kosmon) Vorhersage : Ein Teil der Energiedichte des heutigen Universums liegt als homogen verteilte ( dunkle) Energie vor. C.Wetterich,Nucl.Phys.B302(1988) B.Ratra,P.J.E.Peebles,ApJ.Lett.325(1988)L17,

124 Skalarfeld Φ (x,y,z,t) Ähnlich wie elektrisches Feld Aber : keine Richtung ist ausgezeichnet (kein Vektor )

125 Kosmologische Gleichungen

126 Quintessenz wird heute wichtig

127 Zusammenhang zwischen jetziger Dunkler Energie - Dichte und anwachsende Neutrino - Masse = 1.27 Dunkle Energiedichte : ρ 1/4 ~ ev jetzige Zustandsgleichung ist gegeben durch Neutrino - Masse!

128 Wieviel dunkle Energie gab es im frühen Universum? G.Robbers,M.Doran,

129 Mögliche indirekte Beobachtung der fünften Wechselwirkung winzige zeitliche Änderng der fundamentalen Natur Konstanten winzige scheinbare Verletzung des schwachen Äquivalenzprinzips ( Körper mit gleicher Masse fallen gleich schnell, unabhängig von ihrer stofflichen Zusammensetzung )

130 Zusammenfassung ( 2) Verständnis der Dunklen Energie kann zu ganz neuen Einsichten über die fundamentalen Gesetze der Physik führen

131 Die großen Fragen Woraus besteht das Universum? Wie sah das Universum am Anfang aus? Wie haben sich Strukturen entwickelt? Gibt es Leben und Intelligenz in anderen Regionen des Universums? Woher kommen Materie und Strahlung? Was war vor dem Urknall? Was wird aus unserem Universum in der Zukunft? Was liegt außerhalb unseres Horizonts?

132 Die Antwort der Künstlerin Laura Pesce