Die beschleunigte Expansion Franz Embacher Fakultät für Physik Universität Wien Vortrag im Rahmen von University Meets Public VHS Meidling, 12. 3. 2012
Nobelpreis 2011 an Saul Perlmutter, Brian P. Schmidt und Adam G. Riess für die Entdeckung der beschleunigten Expansion des Universums durch Beobachtungen weit entfernter Supernovae.
Die beschleunigte Expansion des Universums Die Expansion des Universums in der Theorie Einsteins kosmologische Kontante Hubbles Entdeckung der Galaxienflucht Gebremst oder beschleunigt? Supernovae als Standardkerzen Das moderne Standardmodell des Universums
Andromeda-Nebel M31 mit M32 und M110
HST Deep Field
Die Expansion des Universums in der Theorie Albert Einstein 1915: Allgemeine Relativitätstheorie = Theorie der Gravitation Gravitation ist die dominierende Kraft im Universum Beschreibung des Universums als Ganzes? Kosmologisches Prinzip: Das Universum ist auf großen Skalen homogen und isotrop Daraus folgt: Die einzige Freiheit für die Bewegung des Universums im Großen ist eine Skalierung aller Abstände ( Skalenfaktor) Was sagte die Theorie zunächst voraus?
Die Expansion des Universums in der Theorie Newtonsche Argumentation:
Die Expansion des Universums in der Theorie
Die Expansion des Universums in der Theorie
Die Expansion des Universums in der Theorie
Die Expansion des Universums in der Theorie Masse M gleiche Zeitentwicklung wie die Bewegung einer Probemasse im Gravitationsfeld einer Punktmasse M!
Die beschleunigte Expansion des Universums Demnach kann das Universum expandieren oder kontrahieren. Es kann sich nicht in einem statischen Zustand befinden! Einstein repariert seine Theorie, indem er eine abstoßende Kraft einführt: die kosmologische Konstante Λ. Ihre Bedeutung ist die einer Energiedichte des Vakuums.
Energiedichte des Vakuums Was ist das Vakuum? Das Vakuum könnte eine Energie besitzen! In diesem Fall besitzt das Vakuum einen negativen Druck! Materie normales Verhalten (z.b. Gas) Energieinhalt wird vergrößert. Energieinhalt wird verkleinert. positiver Druck Vakuum E ~ V Energieinhalt wird verkleinert. Energieinhalt wird vergrößert. negativer Druck
Energiedichte des Vakuums Einsteins modifizierte Gleichungen beschreiben ein statisches Universum. Leider ist es instabil, d.h. kleinste Inhomogenitäten lassen es kollabieren! Überlegungen zu einem expandierenden Universum (Willem de Sitter, Georges Lemaitre) werden zunächst wenig beachtet
Die Galaxienflucht 1912 Vesto Slipher: Erste Messungen zur Rotverschiebung einzelner Objekte Geschwindigkeiten von Galaxien! 1912 Henrietta Swan Leavitt: Perioden-Leuchtkraft- Beziehung von Cepheiden erste Methoden der Entfernungsbestimmung (Cepheiden) 1920er Jahre: Edwin Hubble kann erste Sterne im Andromeda-Nebel auflösen.
Die Galaxienflucht 1929 Edwin Hubble entdeckt, dass sich Galaxien umso schneller von uns fortbewegen je weiter sie von uns weg sind! Hubble-Gesetz: v = H D 0 heutiger Wert: Hubble-Konstante (Hubble-Parameter) H = 71 0 km/s Mpc (1 Mpc = 3.26 Mio Lichtjahre)
Das Universum dehnt sich aus Das Universum ist heute (fast) flach. Das Universum war früher kleiner Urknall!
Wo fand der Urknall statt? Wo?
Wo fand der Urknall statt? Überall!
Das Universum dehnt sich aus Die Expansion besteht in einer gleichmäßigen Dehnung aller Längen. Modell: Gummiband, das ausgedehnt wird fix markierte Punkte: Galaxien Spielzeugautos: Licht Quantitative Beschreibung der Expansion: der Skalenfaktor a(t) = Länge zur Zeit t Länge heute
Das expandierende Universum Einstein bezeichnet die kosmologische Konstante als seine größte Eselei und entfernt sie aus seinen Gleichungen! a t 1.0 0.8 0.6 0.4 0.2 0.0 2 4 6 8 10 t Mrd Jahre
Kosmologie bis in die 1990er Jahre Die Details der Expansion des Universums hängen von seinem Inhalt ab. frühes Universum: strahlungsdominiert heutiges Universum: materiedominiert Kosmologische Probleme: Horizontenproblem Flachheitsproblem Lösung: sehr frühes Universum: Inflation (rapide exponentielle Expansion)! Entdeckung der dunklen Materie Entdeckung der kosmischen Hintergrundstrahlung
Dunkle Materie
Dunkle Materie Jede Galaxie ist mit einem Halo aus Dunkler Materie umgeben! Es ist nicht bekannt, wie weit sich diese Halos erstrecken! (Zumindest einige Vielfache der Galaxiengröße!) Nur knapp 2% der Materie, die eine Galaxie enthält, ist sichtbar! Nur etwa 5% der Materie, die eine Galaxie enthält, kann baryonisch (d.h. normale Materie ) sein! Dunkle Materie wechselwirkt mit normaler Materie (fast) nur durch die Schwerkraft.
Kosmische Hintergrundstrahlung
1990er Jahre: Blick in die Tiefe! Wie kann der Abstand sehr weit entfernter Objekte gemessen werden? Standardkerzen:
Supernovae Ia als Standardkerzen Wie können sehr große Entfernungen gemessen werden? Supernova-Explosionen vom Typ Ia sind annähernd Standardkerzen, d.h. ihre absoluten Helligkeiten sind (ungefähr) gleich und (ungefähr) bekannt: Doppelsternsystem weißer Zwerg Materiefluss Zündung bei Erreichen einer kritischen Masse Aus der relativen (beobachteten) Helligkeit kann die Entfernung abgeschätzt werden.
Supernova September 2011 in M101
Das Universum dehnt sich aus Vergleich verschiedener Theorien: Falls Strahlung oder Materie dominiert die Expansion verläuft gebremst. (Strahlungsdominiertes oder materiedominiertes Universum) Falls die Vakuumenergie dominiert die Expansion verläuft beschleunigt! (Vakuumdominiertes Universum, Energiedichte des Vakuums = kosmologische Konstante = Dunkle Energie) Falls das Vakuum eine Energie besitzt, so wird sie irgendwann einmal dominant!
Modell: Materiedominiertes Universum a t 1.0 0.8 0.6 0.4 0.2 0.0 2 4 6 8 10 t Mrd Jahre
Modell: Universum mit Vakuumenergie a t 1.0 0.8 0.6 0.4 0.2 0.0 2 4 6 8 10 12 14 t Mrd Jahre
Überprüfung von Weltmodellen Wie kann ein Weltmodell durch Beobachtungen überprüft werden? Rotverschiebung Geschwindigkeit der Quelle Hubble-Gesetz v = H 0 D Rotverschiebungs-Entfernungs-Relation Beziehung zwischen z... Rotverschiebung des beobachteten Lichts D... Entfernung der Quelle zum Zeitpunkt der Aussendung des Lichts nicht messbar Hubble-Konstante (ca. 71 km/s/mpc) direkt messbar indirekt messbar
Vorhersagen: Rotverschiebungs-Entfernungs-Relation D Mpc 2000 1500 vakuumdominiertes Modell 1000 500 materiedominiertes Modell 0 0 1 2 3 4 5 6 z
Vergleich mit Supernova-Daten (seit 1998) D Mpc 2000 1500 1000 500 0 0 1 2 3 4 5 6 z
Ergebnisse Supernova Cosmology Project High-Z SN Search
Zusammenführung verschiedener Beobachtungen
Das moderne Standardmodell der Kosmologie Es gibt eine nichtverschwindende Vakuumenergie (Dunkle Energie, kosmologische Konstante). 26 3 10 kg/m bzw. 9 3 10 J/m Sie bewirkt, dass das Universum heute beschleunigt expandiert. Die Dunkle Energie beträgt heute etwas mehr als 70% der gesamten Energie des Universums. Dieses Modell wird durch weitere Beobachtungen gestützt: Großräumige Galaxienverteilung Verteilung der leichten Elemente im Universum Anisotropie der kosmischen Hintergrundstrahlung
Woraus besteht das Universum? Energieinhalt des Universums vorläufiges Bild:
Danke...... für Ihre Aufmerksamkeit! Diese Präsentation finden Sie im Web unter http://homepage.univie.ac.at/franz.embacher/rel/ump2012/