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Strukturbildung im Universum Vortrag im Rahmen des Seminars Kosmologie und Elementarteilchen von Matthias Meyer.

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Präsentation zum Thema: "Strukturbildung im Universum Vortrag im Rahmen des Seminars Kosmologie und Elementarteilchen von Matthias Meyer."—  Präsentation transkript:

1 Strukturbildung im Universum Vortrag im Rahmen des Seminars Kosmologie und Elementarteilchen von Matthias Meyer

2 1.Galaxien und Cluster 2.Strukturen auf großer Skale 3.Friedman-Weltmodelle und Lösungen 4.Fluktuationen der Dichte 5.Simulationen der Modelle 6.Warum sind die Fluktuationen so klein? Gliederung

3 kleine Strukturen

4 Galaxien

5 NGC 4622 Dist.: 100 million ly Rotiert im Uhrzeigersinn!

6 NGC 5194 Dist.: 31 million ly Diam.: ~ ly Sternbild Jagdhunde

7 NGC 1365 Dist.: 60 million ly Diam.: ~ ly

8 M87 - Virgo A Dist.: 60 million ly Diam.: ly

9 Dist.: 13 million ly, Dim.: ~ ly

10 M 82 – Cigar Galaxy Dist.: 12 million ly Hellste Galaxie im IR

11 Cluster

12 Hickson Compact Group 40 Dist.: 300 million ly Dim.: (1.9 x 2.9) arc min ~(0.5 x 0.75) ° ~(2.6 x 3.9) million ly

13 Virgo Cluster Dist.: 50 million ly Dim.: 1 Mpc = 3.3 million ly

14 Strukturierung des Universums auf großer Skale

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19 Friedmans Weltmodelle 3.Allgemeine Relativität : Die ART stellt eine Verbindung zwischen dem Energie-Impuls-Tensor und der Raumzeit her Die Standardmodelle der Kosmologie basieren auf drei Hauptzutaten 1.Das Kosmologische Prinzip: Homogenität, Isotropie und einheitliche Ausbreitung des Universums auf großen Skalen 2.Weyls Postulat : Weltlinien von Partikeln treffen sich in einem singulären Punkt in der finiten oder infiniten Vergangenheit Russischer Mathematiker

20 Einsteins große Eselei : Einsteins Feldgleichungen : Raumzeit als Fluid :

21 Friedmans Weltmodelle Voraussetzung der Isotropie und Homogenität vereinfacht Einsteins Feldgleichungen stark : Friedman-Gleichung (*)

22 Friedman-Gleichung aus nichtrelativistischer Newton-Dynamik

23 Wiederholung: Die wichtigsten kosmologischen Größen Hubble-Konstante Bremsparameter Dichteparameter Krümmung der Raumzeit Kosmologische Konstante

24 Lösungen der Friedman-Gleichung Einsetzen aktueller Werte : Durch Einsetzen der kosmologischen Parameter in (*) erhält man für Λ = 0 : (1) (2)

25 Lösungen der Friedman-Gleichung Einsetzen von (2) in (1) liefert: Für sehr große R : Ω < 1 : offenes hyperbolisches Universum Ω > 1 : geschlossenes sphärisches Universum Ω = 1 : Einstein-de-Sitter oder auch kritisches Modell

26 Lösungen der Friedman-Gleichung Parametrische allgemeine Lösung :

27 Fluktuationen der Dichte Ausgangspunkt ist eine sphärische Region der Dichte ρ+δρ in einer Umgebung der Dichte ρ : Entwicklung von sin und cos in der parametrischen Lösung der Friedman-Gleichung bis zur fünften Ordnung liefert :

28 Fluktuationen der Dichte Die Dichteschwankungen verhalten sich wie mini-Universen, ein dichteabhängiges Zusammenfallen wird erwartet :

29 Fluktuationen der Dichte Ausdruck für die Dichte : Definiere Dichte-Kontrast-Funktion : Die Instabilitäten wachsen linear mit R ! die algebraische Entwicklung der Störungen macht die Entstehung der Galaxien durch ein Zusammenstürzen aufgrund der Gravitation unplausibel

30 Fluktuationen der Dichte Das Jeans-Kriterium : Größenordnungsmäßige Abschätzung ergibt :

31 Fluktuationen der Dichte Zusammenfassend kann eine Dichte-Kontrast-Funktion angegeben werden, die allen druckfreien Friedman-Weltmodellen genügt :

32 Simulation (jeder Punkt stellt eine Galaxie dar)

33 Simulationen Kalte dunkle Materie Heiße dunkle Materie Wimps Axions Photinos Neutrinos

34 Simulationen

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36 Warum sind die Störungen der Homogenität so klein?

37 Quellen- und Literaturliste Literatur: Malcolm S. Longair: Galaxy Formation Rainer Kayser : Licht und Asche des Urknalls Bilder: STScI Hubblesite : Hubble Heritage Project Homepage : NASA Astronomy Picture of the Day : Animationen: Matthias Steinmetz ``Galaxy Formation in Hierarchically Clustering Universes'' (1995)

38 Vielen Dank für die Aufmerksamkeit!


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