Urknall.

Präsentation zum Thema: "Urknall."—  Präsentation transkript:

1 Urknall

2 „Universum expandiert“ Allgemeine Relativitätstheorie
Heutiges Weltbild Edwin Hubble: „Universum expandiert“ Albert Einstein Allgemeine Relativitätstheorie (1915)

3 Galaxien

4 Spektrallinien  das Universum expandiert
Abb. 1: Spektrum des weißen Lichtes Abb. 2: Spektrum von Helium Abb 3: Spektrum von Kohlenstoff Beobachtungen: Rotverschiebung bei ALLEN Galaxien  das Universum expandiert

5 „Universum expandiert“
Hubble-Gesetz v= H0d v - Radialgeschw. H0- Hubble-Parameter d - Entfernung der Gal. Edwin Hubble: „Universum expandiert“

6 infrarote Aufnahme von Sternen u. Galaxien
(ca 50 – 100 Lichtjahre entfernt) 2. November 2005

7 Licht von ersten Sternen im Universum
(ca 13 Mrd Jahre alt) 2. November 2005

8 PLANCK- Ära Singularität 10-43 Zeit, sec Temperatur: 
10-43 Zeit, sec Temperatur:  Dichte:  Temperatur: 1032 Kelvin Dichte: 1092 g/cm³ Singularität

9 PLANCK- Ära Singularität 10-43 Zeit, sec Temperatur: 
10-43 Zeit, sec Temperatur:  Dichte:  Temperatur: 1032 Kelvin Dichte: 1092 g/cm³ Singularität

10 Teilchen und Antiteilchen
PLANCK- Ära 10-43 Zeit, sec Quantenvakuum Teilchen und Antiteilchen

11 Teilchen und Antiteilchen
PLANCK- Ära 10-43 Zeit, sec Quantenvakuum Teilchen und Antiteilchen Casimir-Effekt (1948)

12 Urknall Was war vorher? primordiales Quantenvakuum
Zeit primordiales Quantenvakuum primordial: ursprünglich, am Anfang stehend beliebig viele Dimensionen Urknall spontane Symmetriebrechung (Quantenvakuumfluktuation) 10 Dimensionen 4 Dimensionen

13 Entstehung von Kräften
10-43 10-36 10-12 Zeit, sec Urkraft GUT-Kraft Schwache Wechselwirk. Elektromag. Kraft Starke Wechselwirkung (Kernkraft) Gravitation GUT = Grand Unified Theory

14 Entstehung von Elementen
3 Min Jahre Zeit Entkopplung der Strahlung H, 3He, 4He P l a s m a Materie: - ionisiert - ans Strahlungfeld gekoppelt

15 Gleich geht‘s weiter... Boris Levin

16 Schwarze Löcher

17 Gliederung Der Tod eines Sterns
Einsteins Relativitätstheorie Der Tod eines Sterns Verschiedene Typen von schwarzen Löchern Der Ereignishorizont (Schwarzschild-Radius) Wie kann man schwarze Löcher sehen? Raumkrümmung und die Zeit bei einem schwarzen Loch

18 Einsteins Relativitätstheorie
Je schneller sich ein Körper bewegt, desto langsamer vergeht für ihn die Zeit Raum und Zeit kommen nicht getrennt vor, sondern zusammen als Raum-Zeit Gravitation = Krümmung der Raumzeit Raumzeit - Krümmung

19 Einsteins Relativitätstheorie
Beweis der Raumzeit-Krümmung durch Ablenkung von Lichtstrahlen bei der Sonne

20 Der Tod eines Sterns

21 Weiße Zwerge sehr klein, deshalb geringe Leuchtkraft trotz hoher Temperatur Masse: ähnlich der Masse unserer Sonne Dichte: 1 Tonne pro Kubikzentimeter Temperatur: ca °C Radius: ca km Stabil unter 1,4 Sonnenmassen: Entartungsdruck  Gravitationskraft

22 Neutronensterne Elektronen und Protonen fusionieren beim
Gravitationskollaps zu Neutronen: Stern ist stabil durch die sehr hohe Dichte des Kerns Masse: großer 1,4 und kleiner 3,2 Sonnenmassen Dichte: 1Mrd. Tonnen pro Kubikzentimeter Radius: ca. 10 km

23 (Stellare) Schwarze Löcher
Entstehen wie ein Neutronenstern, nur dass der Stern nie aufhört zu kollabieren Masse: mehr als 3,2 Sonnenmassen Dicht: unendlich groß, da der Stern immer weiter zusammenfällt Radius: wenige Kilometer Illustration: Schwarzes Loch in einem Doppelsternsystem, durch die hohe Gravitation fließt Gas zum Schwarzen Loch

24 Typen von Schwarzen Löcher
Supermassive Schwarze Löcher - im Zentrum von Galaxien - Milliardenfache Masse unserer Sonne - Größe unseres Sonnensystems 2. Stellare Schwarze Löcher - Überrest eines toten Sterns Supermassives Schwarzes Loch 3. Winzige primordiale (urzeitliche) Schwarze Löcher - Gewicht: einige Milliarden Tonnen - Durchmesser kleiner als ein Atomkern - verschlucken fast keine Materie - existieren bisher nur in der Theorie

25 (Schwarzschild-Radius)
Der Ereignishorizont (Schwarzschild-Radius) Radius um ein Schwarzes Loch, an dem die Fluchtgeschwindigkeit = der Lichtgeschwindigkeit ist. Materie, die in diesem Radius gerät, müsste schneller als Licht sein um zu entkommen. Ein Schwarzes Loch hat keine feste Oberfläche, nur diesen Schwarzschild-Radius

26 (Schwarzschild-Radius)
Der Ereignishorizont (Schwarzschild-Radius) Entweichgeschwindigkeit : v=√(2•G•M/r) (v: Entweichgeschwindigkeit, G: Gravitationskonstante, M: Masse, r: Radius) Sonnenradius: km Entweichgeschwindigkeit an der Sonnenoberfläche: 617 km/s Schwarzschild-Radius: Rs=2•G•M/c² Schwarzschild-Radius der Sonne: 2,9 km

27 Wie kann man Schwarze Löcher sehen?
Anhaltspunkte durch in das Schwarze Loch fallende Objekte: Sie gehen in eine Umlaufbahn um das Schwarze Loch Sie senden Licht und kurzwellige Strahlung aus Akkretionsscheiben

28 Wie kann man Schwarze Löcher sehen?
Das von einer Galaxie abgestrahlte Licht trifft auf das Schwarze Loch. Das Licht, das sehr nahe auf das Schwarze Loch trifft, wird „verschluckt“. Das restliche wird durch die Raumkrümmung verzerrt.

29 Die Raumkrümmung bei einem Schwarzem Loch
Da ein Schwarzes Loch eine unbegrenzt hohe Dichte hat, wird die Raumzeit so stark zugespitzt, dass sie „zerreißt“. Dieses Loh der Raumzeit nennt man Singularität

30 Die Zeit bei einem Schwarzem Loch
In der Nähe großer Massen vergeht die Zeit langsamer aHypothese der Zeitdilatation 1960: experimentell bestätigt Da im Schwarzem Loch unendlich hohe Masse konzentriert ist, gibt es dort keine Zeit!

31 Quellenangaben: Relativitätstheorie: • „Die Relativitätstheorie - einfach erklärt“ • • Der Tod eines Sterns: • bamberg.de/home/ba4616/gkastro/gkastro30.htm • ne.htm Weiße Zwerge: • bildung/thema/sonne/riesen.shtml • • Neutronensterne: Schwarze Löcher: • • • chwarze_loecher.html • alpha/AC008-SchwarzeLoecher/AC html • er.htm • Gym-MD/andib/tbrueck.htm • Stichwort „Schwarzes Loch“ • •Raumkrümmung: cosmos.de/themen/gravitation/gravitation.html • ie/Lebenszyklus/Schwarzes_Loch/schwarzes_loch.html