Die Entwicklung des Universums vom Urknall bis heute. Gisela Anton Erlangen, 23. Februar, 2011

Transkript

1 Die Entwicklung des Universums vom Urknall bis heute Gisela Anton Erlangen, 23. Februar, 2011

2 Inhalt des Vortrags Beschreibung des heutigen Universums Die Vergangenheit des Universums Ausblick: die Zukunft des Universums Alexander Gisela Anton, Kappes, 9. DPG-Frühjahrstagung, Februar München,

3 Inhalt des Vortrags Beschreibung des heutigen Universums Die Vergangenheit des Universums Ausblick: die Zukunft des Universums Alexander Gisela Anton, Kappes, DPG-Frühjahrstagung, Februar Dezember München,

4 Wesentliche Merkmale des heutigen Universums 1. Bausteine: Elemente des Periodensystems Quelle: Brewton-Parker College Quelle: Brewton-Parker College Alexander Gisela Anton, Kappes, DPG-Frühjahrstagung, Februar Dezember München,

5 Wesentliche Merkmale des heutigen Universums Häufigkeit der Elemente im Universum: Wasserstoff: 93 % Helium: 6 % Rest: 1 % Quelle: Brewton-Parker College Quelle: Wikipedia Warum dominieren Wasserstoff und Helium?? (Hinweis: andere Zusammensetzung auf der Erde!) 5

6 Wesentliche Merkmale des heutigen Universums 2. Strukturen: Planeten Sterne Galaxien (Gas, Staub, dunkle Materie ) Quelle: Rolf Tiemann Quelle: Brewton-Parker College Quelle: Wikipedia Quelle: Hubble Space Teleskop 6

7 7 Gisela Anton, 10. Dezember 2009

8 Wesentliche Merkmale des heutigen Universums Verteilung der Galaxien: Haufen, Superhaufen, Wände Quelle: Brewton-Parker College Radius: 1000 Mio Ly Quelle: atlasoftheuniverse Wie entstehen diese Strukturen? 8

9 Wesentliche Merkmale des heutigen Universums 3. Kosmische Mikrowellen (1964 Penzias &Wilson) - aus allen Richtungen gleichmäßig - sehr gleichmäßige Temperaturverteilung - sehr viele: ca.370 Photonen pro cm 3 - zum Vergleich: ca. 1 Atom pro m 3 Quelle: Brewton-Parker College Quelle: NASA/WMAP Woher kommen diese Mikrowellen-Photonen?? 9

10 Inhalt des Vortrags Beschreibung des heutigen Universums Die Vergangenheit des Universums Ausblick: die Zukunft des Universums 10

11 Das expandierende Universum Hubble 1929 Quelle: Hubble Space Telescope H o = 73 km / (s Mpc) 11

12 Das expandierende Universum 1929 Hubble: alle Galaxien bewegen sich von einander weg Interpretation: der Raum geht auf wie ein gärender Hefeteig: kosmische Expansion Nicht erklärbar durch Bewegung der Galaxien im Raum, sondern der Raum dehnt sich aus! Quelle: H.Soffel, Dresden 12

13 Argumente für das jung gewesene Universum Heute: Früher: Ganz früher: Raum dehnt sich aus Raum ist kleiner gewesen Raum bestand aus einem Punkt Alter des Universums: T = 1/H 0 = 13,7 Milliarden Jahre Urknall das Universum entsteht als heißer Knall aus einer punktförmigen Blase! Anfang: sehr hohe Energiedichte danach: abnehmende Energiedichte wegen Raumexpansion (allg. Relativitätstheorie) 13

14 Gesetze der Physik: Entwicklung nach dem Urknall Annahme: Früher: Es gab einen Urknall Wie muss der Ablauf gewesen sein? Gesetze der Physik anwenden auf hohe Energiedichte Teilchenphysik und allg. Relativitätstheorie t=0 Urknall und Beginn der Expansion schwere Teilchen leichtere Teilchen Leichteste normale Teilchen: Elektonen, u, d-quarks t=10-5 sec uud Proton, udd Neutron (freie Neutronen zerfallen!) t= 1 min p+n A + (leichte Atomkerne) aber: schwere Atomkerne nicht möglich! 14

15 Entstehung von Atomkernen Sythese von Helium Dichte und Dynamik erlauben nur die Fusion von leichten Atomkernen 15

16 Entstehung von Atomen t= J e - + γ e - + γ Photonstreuung A + + e - A + γ heißes Plasma t= J A + + e - A + γ gebundene Atome Photonen; sichtbares Licht (3000 K) Expansion Mikrowellen (2.7 K) Materie und Photonen sind sehr gleichmäßig verteilt: sehr geringe Dichte-Fluktuationen! t> J Das Universum wird dunkel 16

17 Entstehung von Sternen Fluktuationen in der Dichteverteilung verstärken sich durch Gravitation Verdichtetes Gas wird heiß t=100 Mio J: die ersten Sterne T= 1 Millarde J: erste Galaxien Berechnung der Dichteverteilung unter Wirkung der Gravitation (benötigt umfangreiche Computerzeit) 17

18 Dynamik der Galaxien Berechnung der Entwicklung des Universums Berechnung der Entwicklung des Universums Beobachtung der Entwicklung des Universums Beobachtung der Entwicklung des Universums Quelle: Sloan Digital Sky Survey Quelle: Centre for Cosmological Physics; Chicago 18

19 Anschauliche Erklärung der Struktur Universum: Seifenschaum: Galaxien; Anziehung durch Gravitation Seifenlösung; Anziehung durch Oberflächenkraft Seifenentwicklung: Material wird zu den Wänden und Ecken zusammen gezogen; dazwischen entstehen Hohlräume Fotos: Sachgeschichten, WDR 19

20 Entstehung der schweren Elemente Kernfusion in großen Sternen Supernova-Explosion im Jahr 1054 Heute: Krebsnebel Quelle: wikipedia Quelle: Hubble Space Teleskop 20

21 Entstehung des Sonnensystems Erste große Sterne entstehen Supernova Explosionen Molekülwolken Sternentstehungsregionen Vor ca. 4,5 Milliarden Jahren: Sonnensystem bildet sich aus einer solchen Wolke Wir bestehen aus Sternenasche! Quelle: wikipedia 21

22 Inhalt des Vortrags Beschreibung des heutigen Universums Die Vergangenheit des Universums Ausblick: die Zukunft des Universums 22

23 Zukunft Die nahe Zukunft: 400 Mio Jahre die Erde wird zu heiß für Leben; Wasser verdampft 2 Milliarden Jahre Milchstrasse und Andromeda kollidieren; Sonnensystem wahrscheinlich ungestört 6 Milliarden Jahre die Sonne bläht sich auf und wird zum Roten Riesenstern; Merkur und Venus verdampfen; Temperatur auf der Erde ca Grad 23

24 Zukunft der Milchstrasse Quelle: Chris Butler 24

25 Zukunft Die ferne Zukunft: Jahre alle Sterne ausgebrannt; Universum dunkel Spekulation: Jahre Protonen zerfallen; Planeten, weiße und braune Zwerge zerfallen Jahre schwarze Löcher sind verdampft Universum: Elektronen, Neutrinos und kalte Photonen in riesigen Abständen 25

26 Ende muon Vielen Dank für ihre Aufmerksamkeit! nuclear reaction νμ Gisela Anton, 9. LAUNCH Februar 09, Heidelberg, November 10th,