Dunkle Materie / Dunkle Energie

Präsentation zum Thema: "Dunkle Materie / Dunkle Energie"—  Präsentation transkript:

1 Dunkle Materie / Dunkle Energie
Hauptseminar: Experimentelle Kosmologie und Teilchenphysik

2 Inhalt des Vortrags Friedmann-Gleichung Experimentelle Bestimmung der
Dunklen Energie Gründe für die Existenz Dunkler Materie Kandidaten für die Dunkle Materie

3 Friedmann-Gleichung Das Kosmologische Prinzip
Das Universum ist räumlich homogen und isotrop. Kein Punkt ist ausgezeichnet. Keine Richtung ist ausgezeichnet. Das Prinzip gilt allerdings nur für sehr große Skalen.

4 Friedmann-Gleichung Herleitung nach Newton:
Gravitationskraft auf die Masse m: Integrations- konstante Kinetische Energie Potentielle Energie

5 Friedmann-Gleichung U>0 => unendliche Expansion
Skalenfaktor (enthält die volle Zeitabhängigkeit) U>0 => unendliche Expansion U<0 => Ausdehnung gefolgt von Kontraktion U=0 => Beschleunigung geht gegen 0

6 Friedmann-Gleichung Fehler dieser Herleitung:
Eine Kugel mit endlichem Radius kann kein homogenes, isotropes Universum darstellen. Allgemeine Herleitung erfolgt über ART - Massendichte  wird durch Energiedichte  ersetzt K ist ein Maß für die Krümmung des Raums -

7 Friedmann-Gleichung Krümmung k im 2 dim. Raum: pos. Krümmung
neg. Krümmung flach:

8 Friedmann-Gleichung Die Geometrie hängt von der Krümmungskonstanten
k und dem Radius R der Krümmung ab. k = -1 => negativ k = 0 => flach k = 1 => positiv

9 Friedmann-Gleichung Krümmung im 3 dim. Raum:

10 Friedmann-Gleichung Robertson-Walker-Metrik
Relationen, die Distanzen im Raum angeben, werden Metrik genannt. Die Suche nach einer Metrik für ein homogenes, isotropes Universum führen Robertson und Walker in den dreißiger Jahren auf die Beziehung:

11 Friedmann-Gleichung Einführung von Lambda Kosmologische Konstante
1915 war noch nicht bekannt, dass das Universum expandiert. Einstein glaubte, das Universum sei statisch. 1917 erweitert er seine Feldgleichungen um den Term . Damit wird eine statische Lösung möglich. Kosmologische Konstante

12 Weltmodelle Hubble-Parameter Kritische Dichte
Dichte für den Fall eines flachen Universums. Man betrachtet gewöhnlich: (dimensionslos)

13 Weltmodelle Fluid Gleichung Zustandsgleichung
Im Allgemeinen nur durch numerische Integration zu lösen. Fluid Gleichung Rel. Gas(Phptonen) Zustandsgleichung Nichtrel. Teilchen (Materie) Komponente <-1 würde positive Beschleunigung verursachen.

14 Weltmodelle

15 Weltmodelle Unser Weltbild hängt also entscheidend von der
Bestimmung der Parameter ab. Strahlungsdichte Wird dominiert von der CMB Raumkrümmung Fluktuationsspektrum des CMB liefert Hinweis auf flaches Universum. Eine Raumkrümmung ist allerdings innerhalb der Fehlergrenzen noch möglich.

16 Experimente Die Suche nach Lambda
1. Ansatz: Die Leuchtkraftentfernung dL(z) eines Objekts hängt auch von  ab. Unterschiede machen sich jedoch erst ab z > 0,2 bemerkbar. SN Ia werden als zuverlässige Entfernungs- Indikatoren untersucht. SCP (Supernova-Cosmology-Project) HZS (High-z-Supernova-Search)

17 Experimente

18 Experimente Ergebnisse der Forschungsgruppen
Scheinbare Helligkeiten sind geringer, als man mit  = 0 erwarten würde  kann empirisch eingegrenzt werden Aus Schaubild ergibt sich beste Übereinstimmung bei und

19 Experimente 2. Ansatz Untersuchung des Fluktuationsspektrums des CMB

20 Experimente Winzige Variationen der Intensität in verschiedene Richtungen können als Temperaturfluktuationen aufgefasst werden. Korrelationsfunktion:

21 Experimente Multipole l

22 Experimente

23 Experimente 3. Ansatz Powerspektrum der Strukturverteilung auf
großen Skalen

24 Experimente Ergebnisse der drei betrachteten Untersuchungen

25 Existenz Dunkler Materie
In den 30. Jahren studierte Fritz Zwicky den Coma Cluster und stellte fest, dass die Radial- geschwindigkeiten der Galaxien sehr groß sind. = > Die leuchtende Materie reicht nicht aus um den Cluster zusammenzuhalten

26 Existenz Dunkler Materie
Schlussfolgerung: Es muss eine große Menge „Dunkler Materie“ vorhanden sein, die den Cluster zusammenhält.

27 Existenz Dunkler Materie
Rotationsgeschwindigkeit von Spiralgalaxien Wäre Leuchtkraft ein zuverlässiger Indikator für Masse, so müsste sich die Masse einer Galaxie auf ihren zentralen Bereich konzentrieren. Die Rotationsgeschwindigkeit müsste dann mit wachsendem Abstand vom Zentrum abnehmen.

28 Existenz Dunkler Materie

29 Knadidaten Baryonische Materie: Gas oder Nebel
Sternenlicht manchmal durch Nebel verdeckt MACHOs (Massive Compact Halo Object) Jupiter Braune Zwerge Nichtbaryonische Materie Hot dark matter Neutrinos Cold dark matter WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles) Stabile SUSY „Teilchen“ Axion

30 Kandidaten Das Intergalaktische Medium (IGM)
Raum zwischen Galaxien ist gefüllt mit Materie geringer Dichte. Da nur wenige Atome pro m3 vorhanden sind, ist das IGM ein äußerst ineffizienter Strahler. = > keine Emission nachweisbar. Indirekter Nachweis erfolgt durch Absorptionslinien in Quasarspektren

31 Kandidaten = > IGM ist eine Art Dunkler Materie,
Ha Hb = > IGM ist eine Art Dunkler Materie, ungleichmäßig verteilt und nicht gravitativ gebunden

32 Kandidaten Gravitationslinsen ART: Die Ausbreitung von
Licht ändert sich beim Durchgang durch ein Gravitationsfeld

33 Kandidaten  ML Für kugelsymmetrische Linse gilt: Winkelradius:
b ML Für kugelsymmetrische Linse gilt: Winkelradius: ;d = Entfernung Beobachter-Stern ;xd = Ebtfernung Beobachter-Linse Einsteinringe mit Radius E

34 Kandidaten

35 Kandidaten Mikrolinseneffekt Einzelsterne wirken als Gravitationslinse
Macht sich durch kurzzeitige Verstärkung der Helligkeit des Hintergrundsterns bemerkbar. Nichtleuchtende Materie wirkt als Linse Kompakte (sub) stellare Objekte MACHOs Kühle Braune Zwerge und Planeten Ausgekühlte Weiße Zwerge

36 Kandidaten Hot dark matter Neutrinos (HDM)
Lange Zeit Kandidat für nichtbaryonische Dunkle Materie. Sie produzieren jedoch nur Strukturen auf großen Skalen, nicht auf kleinen, da sie durch ihre hohe Geschwindigkeit nicht gebunden sind. HDM CDM

37 Kandidaten Cold dark matter
Weakly Interacting Massive Particles (WIMPs) Im frühen Universum konnten WIMPs erzeugt und vernichtet werden. Solange T > mX war die Dichte vergleichbar mit der von Elektronen, positronen und Photonen. Für kleinere T => keine Annihilation

38 Kandidaten Supersymmetrische DM
Ähnlich wie bei den Baryonen (Neutron, Proton) wird es nur ein oder zwei supersymmetrische Kandidaten geben, weil der Rest nicht stabil genug ist und in das LSP zerfällt.

39 Kandidaten Neutralino Das Neutralino ist der wahrscheinlich leichteste
SSDM Kandidat. Neutralinos haben sich im frühen Universum vom heißen Plasma abgekoppelt, als sie nicht mehr relativistisch waren, damit sind sie CDM. Die Reliktdichte könnte den fehlenden CDM Anteil im Universum erklären. Die Masse des Neutralinos liegt etwa zwischen GeV. Axionen Axionen zählen zur kalten DM da sie nie im thermischen Gleichgewicht waren. Sie wurden in der Peccei Quinn Theorie das erste mal postuliert, um Vorgänge mit CP Verletzung in der Starken WW zu erklären. Ihre Masse wird auf 10-3 – 10-6eV geschätzt. Die Axionen könnten theoretisch den Anteil der kalten dunklen Materie stellen.

40 Zusammenfassung