Kosmologie im dunklen Universum

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Lucas Richter
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1 Kosmologie im dunklen Universum Dr. Robert W. Schmidt Zentrum für Astronomie Universität Heidelberg Lehrerfortbildung Bayreuth

2 Literatur Es gibt viele, viele Bücher, Internetseiten, Movies etc. zu diesem Thema. Stellvertretend sei Schneider empfohlen. Probieren Sie vielleicht einmal diesen Überblicksartikel aus:

3 Überblick 1. Das leuchtende Universum 2. Das frühe Universum 3. Gravitationswirkung der dunklen Materie 4. Dunkle Energie 5. Geschichte des Universums bis Heute

4 Das leuchtende Universum: Von Sternen bis zu Superhaufen 1. Sterne (wie unsere Sonne) 2. Galaxien (100,000,000,000 Sterne)

5 3. Galaxienhaufen 4. Superhaufen (ungefähr 1000 Galaxien) (mehrere Galaxienhaufen)

6 2. Das frühe Universum WMAP Jahre COBE 47 Jahre T 5 10 T

7 3. Dunkle Materie Schon in den 30er Jahren des 20. Jahrhunderts entdeckte Fritz Zwicky, daß die Galaxien in Galaxienhaufen zu schnell sind. Er konnte nachweisen, daß die Gravitationskraft der Sterne allein nicht ausreicht, den Galaxienhaufen zusammenzuhalten! GM m m R 2

8 Heute gibt es viele Hinweise auf die Existenz dunkler Materie. Ich will dafür Beispiele geben: 1. Rotationsgeschwindigkeit von Galaxien 2. Röntgenbeobachtungen von Galaxienhaufen 3. Gravitationslinseneffekt in Galaxienhaufen (mit dem berühmten Bullet-Cluster) 4. Gravitationslinseneffekt des Universums

9 Beispiel 1: Die Rotation von Galaxien NGC4414 mit dem Hubble Space Telescope 2 m v r G m M r = 2 r r

Beispiel 2: Röntgenbeobachtungen von Galaxienhaufen Der intergalaktische Raum von Galaxienhaufen ist erfüllt von einem sehr dünnen (etwa 100

10 Beispiel 2: Röntgenbeobachtungen von Galaxienhaufen Der intergalaktische Raum von Galaxienhaufen ist erfüllt von einem sehr dünnen (etwa 100 Teilchen pro Kubikmeter, Hochvakuum!) und mehrere Millionen Grad heißen Gas, das im Röntgenbereich leuchtet. Bilder vom Chandra Röntgenteleskop der NASA

11 heißes Gas dehnt sich aus es muß dunkle Materie geben, die den Galaxienhaufen durch Gravitation zusammenhält! GM m kt R

12 Massenanteile in Galaxienhaufen Es gibt ungefähr sieben mal mehr Gas als Sterne und sieben mal mehr dunkle Materie als Gas in Galaxienhaufen.

13 Beispiel 3: (Teil a) Gravitationslinseneffekt in Galaxienhaufen 4G M r = 2 c r

14 Beispiel 3: (Teil b) Gravitationslinseneffekt in Galaxienhaufen

15 Gravitationslinseneffekt Abbildung von Joachim Wambsganß, inspiriert von Misner, Thorne, Wheeler 1973

16 Galaxien, Gas und dunkle Materie im Geschoss-Galaxienhaufen (Gas) (Gas) Nicht dargestellt: Galaxien Dunkle Materie

17 => Kollision im Weltall! BLAU: dunkle Materie ROT: Gas Röntgengas: Markevitch et al., Linseneffekt (dunkle Materie): Clowe et al., Galaxien: Clowe et al. Der Bullet-Cluster (Galaxienhaufen)

18 Beispiel 4: Das COSMOS Feld (Hubble Space Teleskop) BLAU: dunkle Materie ROT: Gas

19 Kandidaten für die dunkle Materie Astrophysikalische Objekte: 1. Weiße Zwerge: nicht ausreichend viele beobachtet 2. Neutronensterne, schwarze Löcher: nicht genügend Vorgängersterne 3. Braune Zwerge: vermutlich nicht genügend vorhanden, in großangelegten Suchen keine große Anzahl gefunden Elementarteilchen: WIMPs: weakly interacting massive particles : schwach wechsel wirkende, massereiche Teilchen: Zur Zeit der beste Kandidat. Man hat WIMPs allerdings (vermutlich) noch nicht gefunden!

20 CDMS II in Minnesota (USA) (recht NEU -- Dez 2009 Nach 612 kg-tagen!) Ionisation Die Suche nach dunkler Materie in Laboren... Türmchen aus g Scheiben (Germanium und Silizium) Signaldauer

21 4. Supernovae verraten die dunkle Energie Hubble Image of Type Ia Supernova 1994D

22 Supernova Ia als Standardkerzen Mit Standardkerzen kann man Entfernungen messen! 1 doppelter Weg 4 einfacher Weg Messung: 4 mal weniger Licht doppelt so weit weg

23 Supernova Ia als Standardkerzen Absolute Helligkeit umskaliert Tage

u s m re ig n eu g n u 10 Mrd Heute Jahre Zeit Rotverschiebung

24 Expansion des Universums Entfernung (Modul) Kosmologie mit der Supernova Ia Urknall b Ab l h c s Be Entfernteste g Supernova n u s m re ig n eu g n u 10 Mrd Heute Jahre Zeit Rotverschiebung z 1 Groesse Universum= 1 Rotverschiebung aus: Riess et al. 2007

25 Im Strahlungskosmos 5. Geschichte des Universums Energie- CMB Heute dichte (log.) T t= g MeV T (GeV) 1019 t(sec) x10-5 3x Materie (heute~30%) dunkle Energie (heute~70%) Strahlung (heute <<1%) Größe des Universums (log.) sec Ereignis QuantenGravitation Neutrinos entkoppeln BBN CMB

26 Kandidaten für die dunkle Energie?

27 WFIRST LISA JWST Zukünftige Teleskope ICECUBE IXO

28 Ende

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