Die Präsentation wird geladen. Bitte warten

Die Präsentation wird geladen. Bitte warten

Kosmologie Ein kleiner Überblick Jan Hamann. Worum geht es in der Kosmologie? Κοσμολογία = Lehre von der Welt Physikalische Kosmologie Beschreibung des.

Ähnliche Präsentationen


Präsentation zum Thema: "Kosmologie Ein kleiner Überblick Jan Hamann. Worum geht es in der Kosmologie? Κοσμολογία = Lehre von der Welt Physikalische Kosmologie Beschreibung des."—  Präsentation transkript:

1 Kosmologie Ein kleiner Überblick Jan Hamann

2 Worum geht es in der Kosmologie? Κοσμολογία = Lehre von der Welt Physikalische Kosmologie Beschreibung des Universums durch physikalische Gesetze

3 Kosmologische Fragestellungen Woraus besteht das Universum? Was ist seine Struktur? Was ist sein Ursprung? Können wir die Geschichte des Universums rekonstruieren? Was hat das alles mit dem CERN zu tun?

4 Meta-Kosmologie Theorie Beobachtung Daten Mathematik sagt vorher bzw. erklärt bestätigen oder widerlegen

5 Video: The known Universe

6 Das kosmologische Prinzip “Auf genügend großen Skalen betrachtet ist das Universum homogen und isotrop” Wir befinden uns nicht an einem speziellen Ort isotrop, aber nicht homogen homogen, aber nicht isotrop homogen und isotrop

7 Statisches Universum Warum nicht auch zeitliche Homogenität? Olberssches Paradoxon Wieso ist es nachts dunkel? Nicht vereinbar mit einem räumlich und zeitlich unendlichen, unveränderlichen Universum, das gleichzeitig dem kosmologischen Prinzip gehorcht

8 Allgemeine Relativitätstheorie Einstein 1915 Geometrie der Raumzeit Energie-Impuls- Verteilung der Materie Raum und Zeit sind keine unabhängigen, absoluten Größen!

9 Allgemeine Relativitätstheorie Materieverteilung bestimmt Krümmung der Raumzeit Krümmung der Raumzeit bestimmt Bewegung der Materie

10 Die Metrik der Raumzeit Beispiel: leerer Raum (Minkowski-Raumzeit) Raumzeit- Abstand Zeit- Abstand Raum- Abstand Lichtgeschwindigkeit

11 Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker- Metrik Allgemeinste Metrik, die das kosmologische Prinzip erfüllt

12 Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker- Metrik Skalenfaktor Räumliche Abstände sind zeitabhängig! Der Raum selbst expandiert (oder kontrahiert), etwa so wie der Teig im Rosinenkuchen

13 Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker- Metrik Skalenfaktor hyperbolische, flache oder sphärische Raumgeometrie sphärisch hyperbolisch flach (Euklidisch) Raumgeometrie In einem homogenen und isotropen Universum kann der Raum gekrümmt sein!

14 Die Friedmann-Gleichung Hubble-Parameter Energiedichte Krümmungsparameter +1geschlossen 0 flach -1offen Die Expansionsrate des Universums hängt von seinem Inhalt (und seiner räumlichen Krümmung) ab

15 Kritische Dichte geschlossen:ρ > ρ c offen: ρ < ρ c flach:ρ = ρ c entspricht heutzutage etwa fünf Wasserstoffatomen pro Kubikmeter Friedmann-Gleichung (umgeformt)

16 Zutaten des Universums Teilchen des Standardmodells

17 Zutaten des Universums Teilchen des Standardmodells = instabil

18 Zutaten des Universums Photonen Elektronen Neutrinos Protonen, Neutronen (“Baryonen”) = instabil

19 Entwicklung der Energiedichte Nicht-relativistische Materie (‘’Staub’’) Relativistische Materie (‘’Strahlung’’)

20 Entwicklung der Energiedichte Nicht-relativistische Materie (‘’Staub’’) Relativistische Materie (‘’Strahlung’’) Vakuumenergie

21 Kosmologische Rotverschiebung In einem expandierenden Universum wächst die Wellenlänge eines Photons proportional zum Skalenfaktor a(t) Je weiter entfernt eine Lichtquelle, desto mehr werden die Photonen gestreckt (“Rotverschiebung”)

22 Kosmologische Rotverschiebung vs. Doppler-Effekt Die Kosmologische Rotverschiebung ist vergleichbar mit einer Rotverschiebung durch relative Bewegung von Quelle und Beobachter

23 Messung der Rotverschiebung Wellenlänge [Å] Spektroskopie Emissionslinien im Labor

24 Entfernungsmessung

25 Standardkerzen und -maßstäbe

26 Typ Ia supernovae Supernovae können kurzzeitig soviel Energie wie eine ganze Galaxie freisetzen!

27 Typ Ia supernovae Chandrasekhar-Grenze: Weißer Zwerg

28 Typ Ia supernovae Möglicherweise geht ein Großteil der SNe Ia auf eine Verschmelzung von zwei weißen Zwergen zurück…

29 Typ Ia supernovae als Standardkerzen Zeit [d] Je breiter die Lichtkurve desto größer die absolute Helligkeit Messung von scheinbarer Helligkeit und Lichtkurve Vergleiche absolute mit scheinbarer Helligkeit Leuchtkraftentfernung Lichtkurven

30 Das Hubble-Diagramm Entfernung Das Universum dehnt sich aus!

31 Konsequenzen der kosmischen Expansion Je weiter wir in die Vergangenheit gehen, desto höher die Energiedichte und Temperatur des Universums Vor einer endlichen Zeit war a(t) ≈ 0 “Urknall” (Big Bang) Es gibt einen kosmischen Horizont, von jenseits dessen uns keine Information erreichen kann (Beobachtbares Universum)

32

33 Nukleosynthese

34 Big Bang Nukleosynthese Primordiale Erzeugung von Elementen bis Li-7 Schwerere Elemente entstehen werden erst sehr viel später in Sternen erzeugt Netzwerk an Kernreaktionen

35 Big Bang Nukleosynthese Baryonen pro photon Messung der primordialen Elementhäufigkeit an alten Objekten erlaubt Bestimmung von η Sehr gute Übereinstimmung zwischen D, He-3 und He-4: η ≈ 6 × Baryonen machen etwa 5% der kritischen Dichte aus!

36 Rekombination

37 Unterhalb von T = 3000 K (t = a) können sich neutrale Atome bilden Die Photonen streuen danach nicht mehr an freien Elektronen Das Universum wird durchsichtig!

38 Rekombination Alles was vor der Rekombination passierte ist unseren Blicken verborgen!

39 Die kosmische Mikrowellenhintergrundstrahlung (CMB) Wellenlänge Rotverschiebung um Faktor 1000 Bei der Rekombination sind die Photonen im thermischen Gleichgewicht mit Elektronen und Atomkernen Ihr Energiespektrum ist das eines schwarzen Körpers (“Planckspektrum”)

40 Entdeckung des CMB 1964 fanden Penzias und Wilson ein Rauschen, das sie nicht erklären konnten (1978)

41 Messung des CMB Energiespektrums (2006) Der CMB ist extrem isotrop mit einer Temperatur von T CMB = K

42 Temperaturfluktuationen des CMB Der CMB hat winzige Temperaturunterschiede in verschiedenen Richtungen Dipol (ΔT/T ≈ ) durch Dopplereffekt Intrinsische Fluktuationen ΔT/T ≈ 10 -5

43 Temperaturfluktuationen des CMB Temperatur der Hintergrundstrahlung ist extrem isotrop, T ≈ K Winzige Anisotropien, σ T ≈ 20 μK, hervorgerufen durch Dichtefluktuationen zur Zeit der Rekombination Diese Dichtefluktuationen sind Ausgangspunkt der Bildung von Strukturen wie Galaxien oder Galaxienhaufen COBE DMR (1992) kälter als das Mittel wärmer als das Mittel

44 Strukturbildung

45

46 Zum Vergleich: Galaxienverteilung Daten vom 2dF survey Jeder Punkt ist eine Galaxie!

47 COBEs Karte der CMB Temperaturfluktuationen COBE hatte lediglich eine Auflösung von 7° COBE DMR (1992) Weltkarte mit gleicher Auflösung

48 Die nächsten Generationen von CMB-Experimenten

49 Messung des CMB durch Planck Video: Planck cruise to L2

50 Der Himmel mit den Augen von Planck gesehen 9 Frequenzbänder kombiniert

51 Der Himmel mit den Augen von Planck gesehen

52 Separation des CMB von anderen Komponenten Video: Revealing the Cosmic Microwave Background with Planck ve_background_with_Planck

53 Plancks Karte der CMB Temperaturfluktuationen

54 Von der Karte zum Spektrum… Die Theorie ist nicht in der Lage, die genaue Position einzelner heißer oder kalter Flecken vorherzusagen Stattdessen: Vorhersage von statistischen Eigenschaften der Temperaturkarte (zum Beispiel Mittelwert, Varianz, Korrelationen,…) + … = Entwicklung in Kugelflächenfunktionen

55 Das CMB-Winkelleistungsspektrum ungefährer Winkelabstand Multipolmoment Typische Größe der heißen und kalten Flecken (Standardlineal!)

56 Theoretische Vorhersage des CMB-Spektrums Räumliche Krümmung Vakuum- energie- dichte Baryon- energie- dichte Materie- energie- dichte Das theoretische CMB-Spektrum hängt vom Modell und den Werten gewisser kosmologischer Parameter ab Vergleich mit gemessenem Spektrum erlaubt es, zwischen verschiedenen Modellen zu unterscheiden und die Werte der unbekannten Parameter zu bestimmen

57 Das kosmologische Standardmodell Das einfachste Modell, mit dem sich CMB-Daten erklären lassen (Ockham’s Rasiermesser!) Räumlich flaches FLRW-Universum, rund 13,8 Mrd. Jahre alt Anfängliche Dichtefluktuationen ungefähr weißes Rauschen Kosmische Torte: Normale Materie Dunkle Materie?! Dunkle Energie?!?! (Vakuumenergie) Etwa 95% des Universums sind unbekannt…

58 Nicht nur der CMB… … auch andere Daten von unabhängigen Messungen lassen sich durch dieses Modell erklären, z.B.: Primordiale Elementhäufigkeiten (BBN) Räumliche Galaxienverteilung Anzahl von Galaxienhaufen Typ Ia supernovae Gravitationslinseneffekte etc.

59 Was ist dunkle Materie? Elektrisch neutral (und daher dunkel!) Kaum anderweitige Wechselwirkung mit normaler Materie Ist kalt, d.h., im späten Universum nicht- relativistisch (daher nicht Neutrinos) War bereits vor der Rekombination vorhanden (also keine braunen Zwerge, etc.) Vermutlich ein bislang unentdecktes Elementarteilchen (Supersymmetrie?)

60 Weitere Hinweise auf dunkle Materie: Rotationskurven von Galaxien Rotationsgeschwindigkeit gemessen erwartet (von sichtbarer Materie) Radialer Abstand [Lichtjahre]

61 Gravitationslinseneffekt Massive Objekte “beulen” die Raumzeit aus und verzerren dadurch dahinterliegende Objekte Messung der Stärke des Effekts ermöglicht Bestimmung der Gesamtmasse (dunkle+ evtl. sichtbare) der Gravitationslinse

62 Weitere Hinweise auf dunkle Materie: Gravitationslinseneffekt auf den CMB Dunkle (und sichtbare) Materie bewirken eine leichte Verzerrung der ursprünglichen Temperaturfluktuationen Charakteristisches Muster von Planck beobachtet

63 Weitere Hinweise auf dunkle Materie: Bullet cluster Röntgen: heißes Gas Gravitationslinseneffekt: Massenverteilung Interaktion zweier Galaxienhaufen: Normale Materie wechselwirkt und wird abgebremst Dunkle Materie wechselwirkt nicht und durchdringt sich

64 Die Suche nach der Identität der dunklen Materie ? ? Dunkles Materie-TeilchenStandardmodell-Teilchen Unbekannte Wechselwirkung Annahme: Thermische Produktion im frühen Universum

65 Die Suche nach der Identität der dunklen Materie ? ? Dunkles Materie-TeilchenStandardmodell-Teilchen Zeit Prozeß ++ DM-Erzeugung

66 DM-Erzeugung an Beschleunigern Suche nach Ereignissen mit “fehlender” Energie und fehlendem Impuls Bislang noch keine Hinweise… Vielleicht im nächsten Jahr am LHC?

67 Die Suche nach der Identität der dunklen Materie ? ? Dunkles Materie-TeilchenStandardmodell-Teilchen Zeit Prozeß ++ DM-Annihilation

68 DM-Annihilation: Indirekte Detektion Suche nach Röntgen-/Gammastrahlungs- /hochenergetischen Teilchen-Signal aus Gebieten mit hoher Dichte an dunkler Materie (z.B. dem Zentrum der Milchstraße) Simuliertes Signal z.T. vielversprechende Kandidaten, aber nicht immer einfach von astrophysikalischen Signalen auseinanderzuhalten

69 Die Suche nach der Identität der dunklen Materie ? ? Dunkles Materie-TeilchenStandardmodell-Teilchen Zeit Prozeß ++ DM-Streuung

70 DM-Streuung: Direkte Detektion Suche nach Rückstoßsignal Einige Experimente behaupten, ein Signal gesehen zu haben, aber verschiedene Signale sind nicht kompatibel und bislang keine unabhängige Bestätigung

71 Zeitalter der dunklen Energie

72 Weitere Hinweise auf Dunkle Energie: Typ Ia supernovae (2011) Materie-Energiedichte Rotverschiebung Universum ohne DE

73 Dunkle Energie Bewirkt ein beschleunigtes Wachstum des Skalenfaktors a(t) Ewige Expansion des Universums, Materie wird immer weiter verdünnt Mögliche Erklärung wäre Vakuumenergie (“kosmologische Konstante”), aber warum so klein? Naive quantenfeldtheoretische Schätzungen um viele Größenordnungen höher… Vielleicht auch ein Zeichen, daß unsere Theorie der Gravitation erweitert werden muß?

74 Inflation

75 Exponentielles Wachstum des Skalenfaktors a(t) um einen Faktor in einem Bruchteil einer Sekunde Glättet den Raum lokal Angetrieben durch potentielle Energie eines Skalarfeldes Quantenfluktuationen! Erzeugt genau die Art Dichte- fluktuationen, die im CMB beobachtet werden Erzeugt zusätzlich Gravitationswellen!

76 Polarisation des CMB Der CMB ist schwach linear polarisiert Es gibt zwei Arten von Polarisation, E und B EB wird durch Dichte- Fluktuationen und Gravitationswellen erzeugt wird nur durch Gravitationswellen erzeugt

77 BICEP2… … ist ein Mikrowellenteleskop am Südpol

78 Messung der CMB B-Polarisation durch BICEP2 B-Signal von inflationären Gravitationswellen B-Signal durch Gravitationslinsen- Effekt (keine neue Physik) Caveat: BICEP2 hat nur auf einer Frequenz gemessen Keine Möglichkeit, galaktisches Signal zuverlässig abzuschätzen

79 Messung des galaktischen polarisierten Staubsignals durch Planck Galaktische polarisierte Staubemission hat ähnliche Amplitude wie das von BICEP2 gemessene Signal…

80 Zusammenfassung Überwältigende experimentelle Evidenz für das Urknall-Modell Enorme Fortschritte im Verständnis des Universums in den letzten 20 Jahren “Standardmodell” der Kosmologie, Parameter mit Prozentgenauigkeit bestimmt Offene Fragen: Dunkle Materie, Dunkle Energie, Inflation?


Herunterladen ppt "Kosmologie Ein kleiner Überblick Jan Hamann. Worum geht es in der Kosmologie? Κοσμολογία = Lehre von der Welt Physikalische Kosmologie Beschreibung des."

Ähnliche Präsentationen


Google-Anzeigen