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1 Expansion+Dunkle- Energie.ppt AC-Rathaus, 2. Februar 2006 J. Jersák, Theoretische Physik, RWTH Aachen.

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1 1 Expansion+Dunkle- Energie.ppt AC-Rathaus, 2. Februar 2006 J. Jersák, Theoretische Physik, RWTH Aachen

2 2 Expansion des Universums und dunkle Energie

3 3 Geschichte des Universums Aus Dorn-Bader Schulbuch, S.359 CMB

4 4 Geschichte der Expansionsforschung Bekannt seit 1920-er (erst nach ART 1915) Theorie der Expansion mit ART: De Sitter ( Niederlande ), Friedmann ( Russland ), Lemaître ( Belgien, L'Hypothèse de l'Atome Primitif ), … Erste Beobachtung: Rotverschiebung naher Galaxien wächst mit Abstand Evidenz für die Expansion: Hubble ( USA ) Ab 1995: Beobachtungen weit entfernter Galaxien Evidenz für eine beschleunigte Expansion

5 5 Millikan, Lemaître, Einstein

6 6 Geschichte der Expansion Bekannt seit 1920-er (erst nach ART 1915) Theorie der Expansion mit ART: De Sitter ( Niederlande ), Friedmann ( Russland ), Lemaître ( Belgien, L'Hypothèse de l'Atome Primitif ), … Erste Beobachtung: Rotverschiebung naher Galaxien wächst mit Abstand Evidenz für die Expansion: Hubble ( USA ) Ab 1995: Beobachtungen weit entfernter Galaxien Evidenz für eine beschleunigte Expansion

7 7 Verständnis der Expansion er: einfache Erklärungen der Expansion ohne ART ( bombenartige Explosion in starrem Raum mit Newtonscher Mechanik, SRT, Doppler-Effekt, Energieerhaltung, etc.) nicht anwendbar bei grossen Abständen Heute: konsequent ART + dunkle Energie Beides gegründet von Einstein

8 8 Universum auf kosmologischen Zeitskalen (Giga…) 1 Gy = y = Milliarde Jahre Sonnensystem 4,5 Gy Unsere Galaxie 10 Gy Universum seit dem Urknall t 0 = 14 Gy Kosmische Hintergrundstrahlung (CMB) y = 0,000 4 Gy Urknall (Big Bang) t = 0

9 9 Universum auf kosmologischen Längenskalen (Giga…) 1 Gly = ly = 1 Milliarde Lichtjahre Galaxien 0,000 1 Gly Galaxienhaufen 0,001 Gly Gleichmässige Materieverteilung (keine Strukturen) ab1 Gly Beobachtbares Universum (Radius) 46 Gly

10 10 Dunkle Materie im Halo um eine Galaxie Dunkle Masse 10x sichtbare Masse Artists view D.B.Cline, SciAm March 03

11 11 Verteilung der Galaxien über den ganzen Himmel

12 12 Kosmische Hintergrundsstrahlung (CMB) aus allen Himmelsrichtungen mit Temperatur T 0 = 2,7..°K Temperaturschwankungen nur sehr fein 0, °K (WMAP Satelit)

13 13 W. Hu, Kosmische Mikrowellen-Hintergrundsstrahlung (CMB) aus allen Himmelsrichtungen bei gröberer Temperaturauflösung: T 0 = 2,7..°K

14 14 (Gleichmässige Materieverteilung) Auf kosmologischen Skalen ist das beobachtbare Universum überall gleich

15 15 Beobachtung der Supernovae zeigt die Expansion auch auf grössten Abständen

16 16 Das Universum ist gleich und expandiert auf allen Entfernungsskalen Für das heutige Verständnis wird die allgemeine Relativitätstheorie (ART). verwendet Achtung!!!...!!! Die spezielle Relativitätstheorie (SRT) ist auf kosmologischen Entfernungen. NICHT anwendbar!

17 17 SRT, Schwarze Löcher, Expansion Eigenschaften des Raumes in der ART Schwarze Löcher Expan- sion SRT …

18 18 Kosmische Zeit t gültig in ganzem Universum ART => Kein Inertialsystem dafür notwendig Weil das Universum überall gleich ist, ist es auch überall gleich alt Universumsalter t Wird durch die Expansionsbewegung wie durch eine Sanduhr definiert Heute: t = t 0 ( = 14 Gy)

19 19 Kosmischer Abstand D(t) Alle Richtungen gleichwertig Es genügt nur den ± Abstand D(t) zwischen Paaren von entfernten Galaxien in beliebiger Richtung zu betrachten Demo von 1-dim ART-Raum Gummiband

20 20 APOD Gute Näherung:

21 21 Der Raum expandiert, aber bleibt lokal immer gleich. Galaxien entfernen sich voneinander, aber sie ruhen im Raum und expandieren nicht. t

22 22 2-dim Modell der Expansion C.H.Lineweaver and T.M.Davis, Scientific American, March 2005 Bitte lesen

23 23 Luftballon- Oberfläche als 2-dim Modell des Universums Beobachtbarer Teil des Universums ist flach

24 24 Abstand zwischen Galaxien wächst,weil der Raum dazwischen expandiert t

25 25 Was ist die Expansion: Expansion = Dehnung des. Raumes selbst Deshalb entfernen sich Galaxien voneinander Recessionsgeschwindigkeit v. der ruhenden Galaxien ist nicht eine mechanische Bewegung der Galaxien durch den Raum!

26 26 Das Hubble-Gesetz (in einer modernen Form) Recessions geschwindigkeit v der Galaxien ist rigoros proportional ihrem Abstand D H(t) … Hubble-Expansionsparameter misst die Expansionsgeschwindigkeit des Universums

27 27 H(t) D(t) = v = c D H (t) = c/H(t) Für D ( t ) > D H ( t ) ist v ( t ) > c !!! Hubble-Abstand D H ( t )

28 28 Es ist kein Wiederspruch zur SRT Expansion überträgt kein Signal SRT gilt an jedem Ort. = lokal (in jeder Galaxie) Lokal ist die Lichtgeschwindigkeit immer c Lokal ist c die Grenzgeschwindigkeit Bei grossen Abständen ist die SRT nicht anwendbar

29 29 Kosmologische Rotverschiebung z Wellen- kamm t

30 30 Der Abstand zwischen Wellenkämmen des Lichtes wächst t

31 31 Kosmologische Rotverschiebung z Expansion der Wellenlänge λ des Lichtes während des Fluges durch den expandierenden Raum Hat nichts zu tun mit dem Bewegungszustand der Quelle. => kein Dopplereffekt!

32 32 Typische beobachtete Werte von z Erste Beobachtungen von Hubble 1929 D < 0,04 Gly z < Galaxien auf dem Hubble-Abstand D = D H = 14 Glyr v = c z = 1.5 Quasare bis z 6.4 CMB Quelle: v = 3 c z = 1090

33 33 Universum auf kosmologischen Geschwindigkeitsskalen c = km/s Mechanische Geschwindigkeiten durch den Raum: Erde um Sonne 0,0001c Typische Galaxienbewegung 0,003c Grosse Recessionsgeschwindigkeiten: Galaxien mit z > 1,5 ( > tausend beobachtet! ) > c Quelle der CMB heute (z = 1090) 3c Quelle der CMB damals 50c

34 34 Kosmische Skala a ( t ) Abstand normiert auf den heutigen Alle Längenskalen in der Kosmologie sind proportional zu der kosmischen Skala a (t) bestimmt die Expansion auf allen Abständen gleichzeitig

35 35 a ( t ) beschreibt die Expansion a ( t 0 ) = 1 D( t 0 ) heute a ( t ) = 2 D( t ) = 2D( t 0 ) a ( t ) = 1/1000 D( t ) = D( t 0 )/1000

36 36 Wie schnell expandiert das Universum? Hubble-Gesetz: v ( t ) = H ( t ) D ( t )Hubble-Gesetz: v ( t ) = H ( t ) D ( t ) H ( t ) gross … schnellere ExpansionH ( t ) gross … schnellere Expansion H ( t ) klein … langsamere ExpansionH ( t ) klein … langsamere Expansion H ( t ) = ? ( t ) = ? H ( t ) = ? a ( t ) = ?

37 37 Empirische Eigenschaften des H ( t ): H ( t ) ist t -abhängig Nach dem Urknall nimmt für lange Zeit ab H ( t ) ~ 1/ t => verlangsamte Expansion Seit ein paar Gy H ( t ) const => beschleunigte Expansion Der heutige Wert (Hubble-Konstante):. H ( t 0 ) = 70 km/s Mpc ( 1Mpc = ly ) … und THEORIE ???

38 38 Qualitative Beschreibung der Expansionsbeschleunigung: Materie bremst die Expansion Einsteinsche Kosmologische Konstante Λ beschleunigt die Expansion

39 39 A. Friedmann

40 40 THEORIE der Expansion Gleichungen der Einsteinschen ART. (Friedmann-Lemaître Gleichungen ohne Druckterm)

41 41 Wirkung der Materie Negativer Beitrag zur Beschleunigung Bremst die Expansion Könnte sogar zur Schrumpfung führen Die Dichte nimmt bei der Expansion ab:

42 42 Kosmologische Konstante Λ Positiver Beitrag zur Beschleunigung der Expansion Bleibt konstant mit t Von Einstein 1917 eingeführt zur Kompensation des negativen Materiebeitrags, um ein statisches Universum zu erreichen Nach der Endeckung der Expansion von Einstein bedauert:biggest blunder of my life ( Eselei!) Die zweitgrösste Entdeckung von Einstein (nach ART)?

43 43 Willem de Sitter

44 44 De Sitter Universum Universum ohne Materie, nur mit Λ De Sitter 1917: Exponentiell beschleunigte Expansion

45 45 Entdeckung der letzten 10 Jahre: Supernovae-Beobachtungen => Die Expansion beschleunigt sich! Ein Beschleunigungsterm wie das Λ ist notwendig

46 46 Was bewirkt die Beschleunigung? Naturkonstante = kosmologische Konstante Λ à la Einstein ? Energie des Vakuums (Quanteneffekt)? Zu erwarten, aber Theoretiker können sie nicht berechnen Quintessenz? Ein neues Feld Λ(t)? Vorschlag von Ch. Wetterich (Heidelberg) u.A.

47 47 Ch. Wetterich Feuer, Luft, Wasser, Erde ! Quintessenz ! Standard- Modell der alten Griechen

48 48 Naturkonstante Λ, Vakuumenergie, Quintessenz, ??? Kosmologen brauchen irgendetwas davon : DUNKLE ENERGIE Niemand weiss, was das ist, weil es durchsichtig (unbeobachtbar) ist! - Spannung des leeren Raumes ( negativer Druck ) - Eine ganz neue Kategorie?

49 49 Energie im heutigen Universum 73±% dunkle Energie dominiert 4% bekannte Materie Atome (Sterne, H-Gas, wir) 23±% unbekannte Materie (dunkle Materie) Materie bremst, dunkle Energie beschleunigt die Expansion WMAP

50 50 Zukunft des Universums? NASA

51 51 Perspektiven Cosmologists are often wrong, but never in doubt. L.D. Landau Ich bin kein Kosmologe Ist das heutige Verständnis der Expansion schon richtig? Bleibt diese bizarre dunkle Energie und was ist sie? Neue Überraschungen möglich Bleiben Sie dran!

52 52 Eine weit entfernte Supernova

53 53 Evidenz für beschleunigte Expansion

54 54 Riess et al. 2004

55 55 v-z Abhängigkeit Bestes Modell

56 56 Warum ist das beobachtbare Universum grösser als ct 0 = 14 Gly ? Weil der Raum selbst wächst (Engl.:billion = Deutsch: Milliarde) t

57 57 Dorn-Bader Schulbuch S.357

58 58 z - a ( t ) Beziehung t … Zeit der Emission ( t < t 0 ) 1 + z misst die Expansion des Universums zwischen den Zeiten t und t 0 Z > 0 ist die Evidenz für die Expansion Rigoros:

59 59 Lichtsignal in unserer Richtung hinter D H ( t ) Entfernt sich von uns weil Recession: Lokale Lichtgsignal- geschwindigkeit Gesamt- geschwindigkeit

60 60 D H ( t ) = c/H ( t ) wächst mit t


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