Einführung in die Astronomie und Astrophysik II

Transkript

1 Einführung in die Astronomie und Astrophysik II Teil 12 Jochen Liske Hamburger Sternwarte

2 ANdW + Quiz: WuwiaWid?

3 ANdW + Quiz: WuwiaWid?

4 Kommentar zum 20. Januar

5 Themen Sternentstehung Sternentwicklung Das Interstellare Medium Die Milchstraße Spezielle Relativitätstheorie Allgemeine Relativitätstheorie Galaxien Kosmologie Strukturentstehung Galaxien Galaxienhaufen

6 Unser Universum Beste Messungen: 0.7 M 0.3 ( b 0.05) rad 10-5 Das Universum ist flach ist unendlich expandiert beschleunigt! expandiert für immer ist 13.8 x 10 9 yr alt besteht zu 95% aus uns unbekannten Energiekomponenten!

7 Das CDM Standard-Modell der Kosmologie Planck Collaboration (2015)

8 Klarstellungen Der Urknall ist eine hypothetische Singularität bei t = 0. Über ihre tatsächliche Existenz oder Natur können keine belastbaren Aussagen gemacht werden, da die bekannte und verifizierte Physik bei t s ihre Gültigkeit verliert. Dementsprechend weiß niemand, was vor dem Urknall war (man kann aber natürlich auf der Grundlage von Erweiterungen der bekannten Physik darüber spekulieren). Der Urknall hat an keinem bestimmten Ort im Universum stattgefunden, sondern überall. Er bezeichnet einen Zeitpunkt, nicht einen Punkt im Raum. Der Urknall war keine Explosion. Die ART liefert keinen Grund für die Ausdehnung des Universums. Die Ausdehnung ist eine Anfangsbedingung, die durch zusätzliche Physik erhellt werden muss (z.b. Inflation).

9 Klarstellungen Das Universum ist unendlich groß. Der theoretisch beobachtbare Teil des Universums ist endlich groß. Der tatsächlich beobachtbare Teil des Universums ist noch etwas kleiner. Das Universum war im Moment des Urknalls schon unendlich groß. Jedoch war jedes heute endliche Volumen unendlich klein. Das Universum dehnt sich nicht in irgendetwas hinein aus.

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11 Das frühe Universum FLRW-Modelle: Singularität bei t = 0 Vergleichbar mit dem Zentrum eines Schwarzen Lochs Physikalische Beschreibung (derzeit) nicht möglich, dafür benötigt man eine Quantengravitationstheorie Physikalische Beschreibung erst ab 5 x s (= Planck-Zeit) möglich Jedenfalls: das heutige Universum entstand aus einer dichten, heißen, energiereichen Anfangsphase Urknall (Big Bang, Begriff geprägt von Fred Hoyle, einem Gegner dieser Theorie) Fred Hoyle

12 Strahlungsdominiertes Universum ρ rad (1 + z) 4 und ρ M (1 + z) 3 Das frühe Universum ρ rad dominiert im frühen Universum Ab wann? ρ rad = ρ M bei z eq 3500 (radiation-matter equality) t(z eq ) 8 x 10 4 yr T(z) = 2.73 K (1 + z) T(z eq ) 10 4 K Bei z >> z eq gilt: a(t) t 1/2 T(t) 1.5 x K (t / 1 s) 1/2

13 Das frühe Universum Je früher desto höher T und E Strukturen brechen auf: t 3.8 x 10 5 yr, T 3000 K, E 1 ev Atome brechen auseinander t 1 s, T K, E 1 MeV Atomkerne brechen auseinander t 10-6 s, T K, E 1 GeV Nukleonen brechen auseinander

14 Die Entwicklung des Universums

15 Die Entwicklung des Universums

16 Die Entwicklung des Universums

17 Die Entwicklung des Universums

18 Paul Steinhardt Inflation Andrei Linde Alan Guth Hypothetische, kurze Periode exponentieller Expansion am Ende der GUT Ära Löst mehrere Probleme: Warum ist das Universum flach? Warum ist das Universum homogen und isotrop? Woher stammt die Struktur des Universums?

19 Die Entwicklung des Universums

20 Die Entwicklung des Universums Warum gibt es Baryonen? Es müsste eigentlich n Quark = n Anti-Quark Es muss also einen Prozess geben, der eine Asymmetrie erzeugt: CP-Symmetrie-Brechung? Wenn Asymmetrie erstmal vorhanden: winziger Überschuss an Materie bleibt nach Zerstrahlung der meisten Teilchen-Anti- Teilchen-Paare übrig

21 Die Entwicklung des Universums Quark-Hadronen Übergang bei T < ~1 GeV: Einschluss von Quarks in Hadronen Protonen und Neutronen frieren aus Anfänglich: n n 1/5 n p Protonen stabil: p > yr! Freie Neutronen zerfallen: n p + e + ν e n 880 s n n /n p 1/6 bei T 0.06 MeV

22 Die Entwicklung des Universums Big-Bang-Nukleosynthese Elemententstehung mit A > 1 läuft über Deuterium ( 2 H) Bindungsenergie: ΔE = 2.2 MeV Für T > 2.2 MeV K ist die Reaktion p + n D + γ im Gleichgewicht Für T < K (t 1s ) können sich leichte Elemente bilden: D + D 3 He + n T + p (T = Tritium = 3 H) T + D 4 He + n 4 He + T 7 Li

23 Die Entwicklung des Universums Big-Bang-Nukleosynthese Elemententstehung mit A > 1 läuft über Deuterium ( 2 H) Bindungsenergie: ΔE = 2.2 MeV Für T > 2.2 MeV K ist die Reaktion p + n D + γ im Gleichgewicht Für T < K (t 1s ) können sich leichte Elemente bilden: D + D 3 He + n T + p (T = Tritium = 3 H) T + D 4 He + n 4 He + T 7 Li

24 Die Entwicklung des Universums Big-Bang-Nukleosynthese Reaktionen frieren schnell aus Prozess nach wenigen 100 s abgeschlossen Fast alle n in 4 He gefangen Robuste Vorhersage der 4 He Häufigkeit Erklärt 4 He in alten Pop II Sternen

25 Die Entwicklung des Universums Big-Bang-Nukleosynthese Reaktionen frieren schnell aus Prozess nach wenigen 100 s abgeschlossen Fast alle n in 4 He gefangen Robuste Vorhersage der 4 He Häufigkeit Erklärt 4 He in alten Pop II Sternen Primordiale D Häufigkeit abhängig von B

26 Die Entwicklung des Universums Big-Bang-Nukleosynthese Reaktionen frieren schnell aus Prozess nach wenigen 100 s abgeschlossen Fast alle n in 4 He gefangen Robuste Vorhersage der 4 He Häufigkeit Erklärt 4 He in alten Pop II Sternen Primordiale D Häufigkeit abhängig von B Messung von D in Quasar- Spektren B

27 Die Entwicklung des Universums Big-Bang-Nukleosynthese Reaktionen frieren schnell aus Prozess nach wenigen 100 s abgeschlossen Fast alle n in 4 He gefangen Robuste Vorhersage der 4 He Häufigkeit Erklärt 4 He in alten Pop II Sternen Primordiale D Häufigkeit abhängig von B Messung von D in Quasar- Spektren B

28 Die Entwicklung des Universums

29 Rekombination Ionisationsgrad x = n e / n HI gegeben durch Saha-Gleichung: a 3.8, η = n B / n γ 6 x Für x = 0.01 T 3000 K, E 0.3 ev, z 1100, t 4 x 10 5 yr Vorher: Gas vollständig ionisiert, Photonen und Baryonen gekoppelt, Universum opak Nachher: Gas neutral, Photonen und Baryonen entkoppelt, Universum durchsichtig e -

30 Rekombination

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34 Kosmische Hintergrundstrahlung Vorhersage der Existenz der Hintergrundstrahlung (CMB) durch G. Gamow (1946): Schwarzkörperstrahlung Korrektur der vorhergesagten T durch Alpher & Herman (1948):

35 Robert Dicke Kosmische Hintergrundstrahlung Jim Peebles David Wilkinson 1960er in Princeton: Erneute Vorhersage der Existenz der Kosmischen Hintergrundstrahlung und ihrer Temperatur Erste Nachweisversuche

36 Nur 60 km entfernt in Holmdel, New Jersey

37 Penzias & Wilson (1965)

38 Arno Penzias und Robert Wilson Penzias & Wilson (1965)

39 Erste eingehende Beobachtung 1998 durch Cosmic Microwave Explorer (COBE) Kosmische Hintergrundstrahlung CMB ist perfekte Schwarzkörperstrahlung mit T CMB = K

40 Erste eingehende Beobachtung 1998 durch Cosmic Microwave Explorer (COBE) Kosmische Hintergrundstrahlung CMB ist perfekte Schwarzkörperstrahlung mit T CMB = K Entdeckung winziger Temperaturfluktuationen T/T 10-5

41 Kosmische Hintergrundstrahlung John Mather George Smoot

42 Kosmische Hintergrundstrahlung : Sehr genaue Vermessung durch den Planck Satelliten der ESA

43 Kosmische Hintergrundstrahlung Planck: Messungen bei 9 Frequenzen

44 Kosmische Hintergrundstrahlung Planck: Messungen bei 9 Frequenzen Wichtig für zuverlässige Subtraktion störender Vordergrundstrahlung:

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46 Credit: NASA / WMAP Science Team

47 Kosmische Hintergrundstrahlung Winzige Temperaturfluktuationen von T/T 10-5 Vergleichbare Dichtefluktuationen: Statistische Verteilung am Himmel kann in Abhängigkeit von kosmologischen Parametern berechnet werden Abgleich zwischen Daten und Modellen Parameter

48 Das CDM Standard-Modell der Kosmologie Planck Collaboration (2015)

49 Strukturentstehung

50 Lineares Anwachsen von Dichtefluktuationen so lange << 1: (1 + z) 1 t 2/3 Strukturentstehung Kleinste Fluktuationen werden mit der Zeit verstärkt Nichtlineares Wachstum Überwindung der Expansion Kollaps

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52 Strukturentstehung Reionisation Bildung der ersten (Pop III) Sterne Bisher noch nicht beobachet ( JWST, E-ELT) t 150 Myr??? Primordiale Gaszusammensetzung Ineffiziente Kühlung Große baryonische Jeansmasse Entstehung in DM Minihalos mit M MH M ʘ Hohe Akkretionsrate Pop III Sterne sehr massereich: M PopIII M ʘ? Sehr intensive UV-Strahlung Reionisierung des Universums (end of dark ages)

53 Credit: M. Alvarez, R. Kähler & T. Abel

54 Quasarspektrum

55 Reionisation

56 Strukturentstehung Reionisation Bildung der ersten (Pop III) Sterne Bisher noch nicht beobachet ( JWST, E-ELT) t 150 Myr??? Primordiale Gaszusammensetzung Ineffiziente Kühlung Große baryonische Jeansmasse Entstehung in DM Minihalos mit M MH M ʘ Hohe Akkretionsrate Pop III Sterne sehr massereich: M PopIII M ʘ? Sehr intensive UV-Strahlung Reionisierung des Universums (end of dark ages) Sehr kurze Lebensdauer Typ II / core-collapse SN (auch Hypernova) Metallanreicherung des Universums Verändert nachfolgende Sternentstehung

57 Lineares Anwachsen von Dichtefluktuationen so lange << 1: (1 + z) 1 t 2/3 Strukturentstehung Kleinste Fluktuationen werden mit der Zeit verstärkt Nichtlineares Wachstum Überwindung der Expansion Kollaps Kalte Dunkle Materie (CDM) Fluktuationen auf kleinen Skalen werden nicht ausgewaschen Kein Gasdruck Kleinere Strukturen entstehen zuerst, größere erst später durch die Verschmelzung der kleineren Hierarchische Strukturentstehung

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59 Credit: Springel et al. (2005)

60 Strukturentstehung Entstehung und Eigenschaften großskaliger DM-Strukturen mit Hilfe von N-body Simulationen gut verstanden Brauche noch: Entwicklung baryonischer Strukturen (Galaxien) innerhalb der DM-Strukturen simuliertes Universum Galaxien als Tracer des Cosmic Web Abgleich mit 3D Galaxien-Durchmusterungen:

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63 Strukturentstehung Entstehung und Eigenschaften großskaliger DM-Strukturen mit Hilfe von N-body Simulationen gut verstanden Brauche noch: Entwicklung baryonischer Strukturen (Galaxien) innerhalb der DM-Strukturen simuliertes Universum Galaxien als Tracer des Cosmic Web Abgleich mit 3D Galaxien-Durchmusterungen:

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65 Relativistische Kosmologie