Galaxien, Schwarze Löcher und Kosmologie Andreas Müller

Transkript

1 Lehrerfortbildung am 30. Juli 2009 Galaxien, Schwarze Löcher und Kosmologie Andreas Müller

2 Übersicht Die Milchstraße Dunkle Materie Geburt und Tod der Sterne Schwarze Löcher Galaxien Pioniere der Kosmologie Rotverschiebung Friedmannsche Weltmodelle Supernovae Galaxienhaufen Dunkle Energie kosmische Hintergrundstrahlung 2

3 bis 13,7 Milliarden Jahre nach dem Urknall 3

4 Die Milchstraße

5 Struktur der Milchstraße 5

6 Kugelsternhaufen [Die urheberrechtlich geschützten Bilder wurden entfernt, sind jedoch erhältlich auf der Website Bilder der Tage ] Fotos: apod

7 Entstehung der Milchstraße [Der Film mit einer Computersimulation zur Entstehung der Milchstraße ist auf Anfrage erhältlich] Sommer Larsen et al. 2005, Niels Bohr Institut, Kopenhagen 7

8 Spiralgalaxie M81 [Das urheberrechtlich geschützte Bild wurde entfernt, ist jedoch erhältlich auf der Website Bild des Tages ] Foto: apod

9 Das Zentrum der Milchstraße im Infraroten... Foto: 2MASS Survey Frank Eisenhauer An update on the Galactic Center black hole, TUM Garching, 16 July

10 hat einen prominent Sternhaufen 10 Sternhaufen ~ 20 = 2,5 Lichtjahre Frank Eisenhauer An update on the Galactic Center black hole, TUM Garching, 16 July Dank an F. Eisenhauer (MPE)

11 mit Sternen, die sich wie Planeten bewegen 10 Frank Eisenhauer Zentraler Haufen ~ 1 = 8000 AU ~ 200 x Sonnensystem An update on the Galactic Center black hole, TUM Garching, 16 July Dank an F. Eisenhauer (MPE) 1

12 Zentrum der Milchstraße Entfernung: Lichtjahre + Radioquelle SgrA* Sterne auf Ellipsenbahnen! supermassereiches Schwarzes Loch mit etwa 3.6 Millionen M Film: Sterne im Nahinfrarot, Infrarotgruppe Genzel, MPE Garching RECHENPAKET 12

13 Dunkle Materie Bildquelle: Bergström

14 Geburt und Tod der Sterne Bild: HST 2005

15 Kalter, dichter Staub Sternbild Südliche Krone Bild: apod, Adam Block, NOAO/AURA/NSF 2006

16 Orion Bild: Jacobsstab, Orion Davide de Martin ESA/ESO/NASA Beteigeuze Bellatrix Jakobsstab Orionnebel Saiph Rigel Bild: ESO 2002

17 Was ist ein Stern? Plasmabälle im hydrostatischen Gleichgewicht, die durch Verschmelzung von Atomkernen leuchten 17

18 Was wird aus einem Stern? < 0.08 M Brauner Zwerg Schwarzer Zwerg ~ 1 M massearmer Stern (Sonne) Roter Riese Weißer Zwerg in Planetarischem Nebel RECHENPAKET Neutronenstern M Schwarzes Loch massereicher Stern, Blauweißer Riese Sternexplosion nichts übrig

19 Supernova in der Natur HST Kernphysik: Ursprung der schweren Elemente (schwerer als Eisen) Chandra 19

20 Bindungsenergie pro Nukleon Spaltung (Fission) Verschmelzung (Fusion) Bildquelle: LEIFI Uni München 20

21 Jede Masse kann zum Loch werden Bedingung: Verdichten der Masse unter den Schwarzschildradius R S = 2 GM/c 2 [G: Newtonsche Gravitationskonstante] [c: Vakuumlichtgeschwindigkeit] M: Masse (variabel!) cm 9 mm 3 km 21

22 Leuchtende Gasscheibe um Schwarzes Loch Computersimulation A. Müller 22

23 Galaxien

24 Galaxien und massereiche Schwarze Löcher Andromeda M101 Bildquelle: Weltraumteleskop Hubble M87 IC NGC 2207 Andreas Müller, Exzellenzcluster enzcluster Universe, TU München 24

25 Massereiche Schwarze Löcher Röntgenstrahlung benötigte für die Reise bis zu 12 Mrd. Jahre! Bildquelle: XMM-COSMOS, Röntgengruppe Hasinger, MPE Garching 25

26 Gammastrahlenausbrüche: Schwarze Löcher bei der Geburt erwischt Bildquelle: Röntgenfoto, NASA/Swift/Stefan Immler GRB , z = Mio. Jahre nach Urknall 26

27 bis ca. 1 Milliarde Jahre nach dem Urknall: Das Dunkle Zeitalter 27

28 Moderne Kosmologie

29 Friedmann Gleichungen Kosmologisches Prinzip: Kosmos isotrop & homogen FG folgen aus den Einsteinschen Feldgleichungen relativistische Kosmologie (seit 1917) Friedmann Lösung 1922 FG beschreiben die Dynamik des Kosmos als Ganzes FG bieten Lösungen für dynamische oder statische Universen an mit unterschiedlicher Krümmung, mit oder ohne Λ, mit unterschiedlichen Materieformen Friedmann Lemaître Robertson Walker Modelle (Einzelheiten unter 29

30 Geburt des Raums 1925: Entdeckung eines expandierenden Kosmos als Lösung der Feldgleichungen Friedmann Lemaître Modell Nature 1931: Extrapolation in die Vergangenheit und Entdeckung der Geburt des Raums Vater des Urknalls (1949: Hoyles Big Bang) Abbé G. Lemaître Albert Einstein Bildquelle: Wikipedia 30

31 Galaxienflucht 1929: empirischer Befund der Fluchtbewegung von Galaxien Hubble Gesetz: (c: Vakuumlichtgeschwindigkeit; Bildquelle: Wikipedia Edwin Hubble gültig bis Rotverschiebung z ~ 0.1 bzw. Entfernung D ~ 420 Mpc) Hubble Konstante H 0 = 70 km/(s Mpc) ist Maß für Expansionsgeschwindigkeit des Kosmos 31

32 Rotverschiebung

33 Doppler Effekt bei Licht Expansion Bild: A. Müller 33

34 Fallendes Licht Bild: A. Müller 34

35 Fluchtbewegung der Galaxien Bilder: A. Müller Expansion TUMLAB Experiment kein Doppler Effekt, sondern ein allgemein relativistischer Effekt! 35

36 Rotverschiebungen Expansion des Universums, wichtig auf großer Raumskala, Kosmologie! reiner Bewegungseffekt, nur lokal wichtig (Andromedagalaxie) wichtig bei starken Gravitationsfeldern, z.b. Schwarze Löcher, Neutronensterne obs: Beobachtersystem em: Emittersystem 36

37 In welchem Universum leben wir? relative Größe des Universums mit Beobachtungen testen! Mit Beobachtungen testen! Bild: WMAP Website heute Zeit (Mrd. Jahre) 37

38 Kosmische Hintergrundstrahlung

39 Kosmische Hintergrundstrahlung RECHENPAKET Film: WMAP Website 39

40 Supernovae Ia

41 Supernovae Ia Weiße Zwerge (WDs): erdgroße Relikte sonnenartiger Sterne Maximalmasse eines WDs ist 1.46 M (Chandrasekhar Masse) fällt mehr Masse (z.b. von einem Begleitstern) auf den Zwerg, so explodiert er als Wasserstoffbombe SN Ia: explodierende WDs gute Standardkerzen: immer etwa gleiche absolute Helligkeit! gute Meilensteine im Kosmos zur Zuordnung Rotverschiebung und Distanz TUMLAB Experiment RECHENPAKET 41

42 Galaxienhaufen und großräumige Struktur

43 Verteilung der Galaxien bis 2 Mrd. Lichtjahre Entfernung! 43

44 Strukturbildung im Kosmos Zentrum eines Galaxienhaufens Schwerstes der supermassereichen Schwarzen Löcher mit etwa 3 Mrd. Sonnenmassen Millennium Simulation Springel et al. 2005, MPA Garching 44

45 Vermessung des Universums

46 Dunkle Materie, Dunkle Energie 70% Dunkle Energie 30% Materie 46

47 Modelle des Universums Anteil Dunkle und normale Materie Anteil Dunkle Energie beobachtet! relative Größe des Universums Bild: WMAP Website heute Zeit (Mrd. Jahre) 47

48 Zutaten des Universums Quantenvakuum? Einsteins Λ? Quintessenz? Dunkle Energie 72% Dunkle Materie 23% Baryonen 5% supersymmetrische Teilchen, Axionen,? (Vortrag Frank Simon) Sterne, Gas, Staub, Planeten, Menschen, 48

49 Kosmologische Konstante 1917: Einstein erfindet die kosmologische Konstante Λ Sie erklärt statisches Universum, seinerzeit favorisiert. 1929: Slipher und Hubble entdecken dynamisches Universum 1931: Einstein verwirft Λ als seine größte Eselei 1998: Astronomen finden mit SN Ia beschleunigte Expansion heute: Λ ist wieder Bestandteil der modernen Kosmologie 49

50 Eigenschaften Dunkler Energie hat negativen Druck, d.h. sie wirkt antigravitativ treibt Universum auseinander beste Erklärung: Quantenvakuum, d.h. das überall fein verteilte Nichts bringt den Kosmos zur Expansion aber Berechnung mit Quantenfeldtheorie: Theorie und Beobachtung liegen 120 Zehnerpotenzen auseinander! Dunkle Energie aktuell eines der größten Rätsel der Physik 50

51 Rechenpaket: kosmische Hintergrundstrahlung 51

52 Die Himmelskarte Bild: COBE/NASA 52

53 Kosmische Hintergrundstrahlung Gamov: Vorhersage Wärmestrahlung als Relikt des frühen, heißen Universums Penzias & Wilson: Entdeckung der Strahlung (Nobelpreis 1978) COBE Team: Entdeckung der Anisotropien 1989/90. (Nobelpreis 2006 für Mather und Smoot) Alter der Strahlung: 13,7 Mrd. Jahre Bild: COBE/NASA 53

54 Maske zur Extraktion der Hintergrundstrahlung Bild: Chluba & Sunyaev

55 Sachs Wolfe Effekt bei der Hintergrundstrahlung Bild: A. Müller 55

56 Spektrum der Hintergrundstrahlung Bild: COBE/NASA, Ed Wright Wien sches Verschiebungsgesetz: λ max ~ 1 mm Mikrowellen; CMB: cosmic microwave background 56

57 Hintergrundstrahlung: T(z) und z Definition: z = (λ 0 λ 1 ) / λ 1 = λ 0 / λ 1 1 c Δt 0 / c Δt 1 = ν 1 / ν 0 = λ 0 / λ 1 = R(t 0 ) / R(t 1 ) = 1 + z, mit R(t 0 ) > R(t 1 ); t 0 > t 1 hν 1 / hν 0 = kt 1 / kt 0 = 1 + z T 1 = T 0 (1 + z) = 2,7 x 1100 ~ 3000 (für CMB) Effekte: kosmologische Rotverschiebung kosmologische Zeitdilatation Abkühlung durch kosmische Expansion 57

58 PLANCK Start am hyperbolisch flach elliptisch Bilder: DLR, ESA 58

59 Leistungssteigerung bei CMB Satelliten Bilder: NASA, MPA hyperbolisch flach elliptisch PLANCK 59

60 Mehr im Internet cluster.de

61 Zusatzmaterial 61

62 Friedmann Gleichung und Dichteparameter 62

63 Aktuelle Resultate: WMAP5 Anteile im lokalen Universum: Dunkle Energie 72,1% Dunkle Materie 23,3% baryonische ( normale ) Materie: 4,6% Strahlung: 0,005% H 0 = 70,1 km s 1 Mpc 1 Alter des Universums: 13,73 Mrd. Jahre Kosmos ist flach ΛCDM: 95% unbekannt! CDM: cold dark matter (kalte Dunkle Materie) (Komatsu et al. 2008, 63

64 Zustandsgleichungen 64

65 Was war vor dem Urknall? Bild: A. Müller 65