Fernsehschüssel, womit man

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1 Fernsehschüssel, womit man
Einführung in die Kosmologie 13.7 Milliarden Jahre Beobachtungen 95% der Energie des Universums unbekannter Natur Teleskope: Galaxien Mini-Urknall im Labor mit Teilchenbeschleuniger hergestellt Jahre 102s WMAP Satellit: Fernsehschüssel, womit man das Licht des Urknalls “gesehen“ hat. 10-12 s 10-34 s Fragen: wer ist 6, 7. 8, 9 >10? Wer aelter als 100? Wieviele Nullen hat 100? 1000? Million, Milliarde? Wer hat mal etwas ueber den Urknall gehoert? Kann man den Urknall hoeren? Wie laut? Der Urknall bezeichnet mann als Anfang des Universums. Dies passierte vor 14 Mill Jahren. Seitdem ist viel passiert. Am Anfang heisses Plasma, dass sich langsam abgekuehlt hat. Aus den Elementarteilchen dieses Plasma bildete sich die Materie, am Anfang hauptsaechlich Wasserstoff und Helium. Durch die Schwerkraft zieht sich die Materie zusammen zu Galaxien.. Wie heisst unsere Galaxie? Wie weiss man dies alles? Nach J bilden sich neutrale Atome. Sie erlauben das Licht aus dem heissen Plasma freie Fahrt und das Licht des Urknalls kann man heute mit Fernsehsatellitenschuessel beobachten. Zwei Beobachtungen: Hubble Expansion, CMB Teilchen: Beschleuniger erlauben Energiedichten, die ca. 1ps nach dem Urknall herrschten Urknall

2 Einteilung der VL 0. Einführung Hubblesche Gesetz Gravitation
Evolution des Universum Temperaturentwicklung/Kernsynthese Kosmische Hintergrundstrahlung CMB kombiniert mit SN1a Strukturbildung Neutrinos Grand Unified Theories -13 Suche nach DM

3 Literatur 1. Vorlesungs-Skript:
Matts Roos: An Introduction to Cosmology Wiley, 3th Edition, 2004 3. Lars Bergström and Ariel Goobar: An Introduction to Cosmology Springer, 2nd Edition, 2004 4. Bernstein: An Introduction to Cosmology Prentice Hall, 1995 5. Dodelson: Modern Cosmology Academic Press 2003 6. Ryden: Introduction to cosmology Addison 2003 hauptsächlich benutzt

4 Literatur Weitere Bücher:
Weigert + Wendker, Astronomie und Astrophysik Populäre Bücher: Silk: A short history of the universe Weinberg: Die ersten drei Minuten Hawking: A brief History of Time Fang and Li: Creation of the Universe Parker: Creation Vindication of the Big Bang Ledermann und Schramm: Vom Quark zum Kosmos

5 Literatur Bibel der Kosmologie: Börner: The early Universe
Kolb and Turner: The early Universe Gönner: Einführung in die Kosmologie

6 Übungen auf: http://www-ekp.physik.uni-karlsruhe.de/~gebauer/
Übungen Kosmologie Vorlesung : Einführung in die Kosmologie de Boer 2 SWS Do 14:00 – 15:30 Seminarraum 10.1, PHH (ÄNDERUNG!!!) Übungen de Boer, Iris Gebauer 1 SWS Di.14: :30 Sem. 8.2 PHH (ab ) Folien auf: Übungen auf:

7 Die Säulen der Urknalltheorie
Die Urknalltheorie ist eine wohl definierte Theorie, die an Hand von DATEN entwickelt wurde!

8 Väter der Urknalltheorie
Albert Einstein Alexander Friedmann Georges Lemaître George Gamow zeigt 1948, wie sich der Kosmos aus einem heißen Anfangszustand entwickelt haben könnte und sagt die kosmische Hintergrundstrahlung voraus. Allgemeine Relativitäts- theorie beschreibt Entwicklung von Raum und Zeit entwickelt 1927 eine Theorie, der zufolge das Universum einst als einziges Teilchen begann. löst 1922 die Feldgleichungen der ART für eine isotrope und homogene Massenverteilung Lösung zeitabhängig! Auch Licht empfindet Schwerkraft

9 Universum ist homogen und isotrop auf großen Skalen
Dichte bei großen z nimmt ab, weil viele Galaxien nicht mehr sichtbar. homogen, nicht isotrop nicht homogen, isotrop

10 Wichtigste Errungenschaft der Kosmologie
96% der Energie UNBEKANNTER NATUR! Zwei Komponenten: DM mit anziehender Gravitation und DE mit abstoßender Gravitation Gesamtenergie = kin. Energie+ pot. Energie =0 (Welt aus einer Quantenfluktuation hervorgegangen?

11 Doppler Verschiebungen -> Geschwindigkeiten der Galaxien
Sloan Sky Survey: ⅓ million galaxies Doppler Verschiebungen -> Geschwindigkeiten der Galaxien 3 Milliarden Lichtjahre (~20% zum “Rand”) [A] Bedeutet dieses Bild, dass wir im Zentrum des Universums sitzen? Potentially confusing --- we are here, looking out, (distance) thin band of sky 120 deg by ?? [B] Foamy – large scale structure Over-dense/under-dense -- regions voids, sheets, walls [C] uniform on large scales --- homogeneous [D] So lets summarize what we have : (NEXT SLIDE) Universum: 1011 Galaxien 1 Galaxie: 1011 Sterne Unsere Galaxie ist hier

12 Sloan Digital Sky Survey Teleskop in Arizona, USA
[A] Bedeutet dieses Bild, dass wir im Zentrum des Universums sitzen? Potentially confusing --- we are here, looking out, (distance) thin band of sky 120 deg by ?? [B] Foamy – large scale structure Over-dense/under-dense -- regions voids, sheets, walls [C] uniform on large scales --- homogeneous [D] So lets summarize what we have : (NEXT SLIDE)

13 Hubble Space Telescope
Hubble mit dem 2.5m Teleskop in Palomar (ca. 1920) und der heutige Hubble Space Telescope (HTS) Palomar, Kalifornien, USA Hubble Space Telescope

14 Expansion des Universums
Rosinenkuchenmodell Messungen ergeben, dass sich scheinbar alle Galaxien von uns wegbewegen. Galaxien bewegen sich nicht selbst, sondern werden mit der Raum-Zeit mitgetragen. Je weiter die Rosinen voneinander entfernt sind, je schneller fliegen sie aus einander: v=Hd (v=Geschwindigkeit zwischen 2 Rosinen auf Abstand d, H=Konstante) Da sich alle Galaxien voneinander entfernen, ist keine Aussage zu treffen, wo sich der Mittelpunkt des Universums befindet

15 Geschwindigkeitsmessung
Um das Hubble-Gesetz verifizieren zu können, kann man die Geschwindigkeit und den Abstand entfernter Galaxien messen. Die Geschwindigkeit einer Galaxie ergibt sich aus der Rotverschiebung der Wasserstoffspektrallinien (wie bei Radarmessungen der Polizei -> Geschwindigkeit)

16 Abstandsmessung Entfernungsmessungen beruhen darauf, dass man gemessene Helligkeit mit ihrer Strahlungsleistung vergleicht. Beispiele für sogenannte „Standardkerzen“: (Details VL2) RR-Lyrae-Sterne Cepheiden (pulsierende Sterne) Supernovae vom Typ la

17 Messdaten Proportionalitätsfaktor zwischen v und D wird nach Entdecker Hubble-Konstante genannt. H = Expansionsrate = v/D = h 100 km/s/Mpc (VL2) h = = Hubblekonstante in Einheiten von 100 km/s/Mpc

18 Starkster Beweis für den Urknall!
Das Universum EXPANDIERT Starkster Beweis für den Urknall!

19 Hubblesches Gesetz in “comoving coordinates”
Beispiel: D = S(t) d (1) Diff, nach Zeit D = S(t) d (2) oder D = v = S(t)/S(t) D Oder v = HD mit H = S(t)/S(t) d D = S(t) d S(t) = zeitabhängige Skalenfaktor, die die Expansion berücksichtigt. Durch am Ende alle Koordinaten mit Skalenfaktor zu multiplizieren, kann ich mit einem festen (comoving) Koordinatensystem rechnen.

20 H=v/D=71.4 (km/s)/Mpc=71400 (m/s)/(3.1*1022m)
Alter des Universums aus v=HD H=v/D=71.4 (km/s)/Mpc=71400 (m/s)/(3.1*1022m) T=1/H=D/v=1/71400(m/s)*3.1*1022 (m)= 4.3*1017 s/(3.15*107 s/Jahr)= Jahre = 13.8 Milliarden Jahre (= Gyr) Problem bei dieser Abschätzung: v nicht konstant, sondern nimmt ab durch gravitative Abbremsung

21 Wie groß ist das (sichtbare) Universum?
Licht ist die schnellste Kommunikation (Lichtgeschwindigkeit c), so ein Lichtstrahl kann maximal 13,8 Milliarden Lichtjahre zurückgelegt haben. Dies entspricht einem Abstand D=ct=3.108 m/s x Jahre x 3,15 x107 s/Jahr= ca. 1026m Dieses sichtbare Teil ist vermutlich ein sehr kleiner Teil unseres Universums Zum Vergleich: unsere Galaxie ist ca m groß, Das sind ca Lichtjahre. Raumschiff mit Lichtgeschwindigkeit braucht also Jahre um durch unsere Galaxie zu fliegen! Es ist gut möglich, dass es schon sehr viel ältere Universen gibt, denn vermutlich gab es viele “Big Bangs” Problem bei dieser Abschätzung: Universum expandiert gleichzeitig, also größer, siehe VL2

22 Die kritische Energie nach Newton
M m v Dimensionslose Dichteparameter:

23 Einfluss des Dichteparameters auf die Expansion
Offenes Univ. (T>U) Flaches Univ. (U=T, E=0) Geschlossenes Univ. (T<U) Vergleich mit einer Rakete mit U<T, U=T und U>T Radius des sichtbaren Universum  S, d.h. S(t) bestimmt Zukunft des Universums!

24 Aus Geschwindigkeitsmessungen kann man Vergangenheit und Zukunft des Universums rekonstruieren. Vergleiche mit Tennisball: wodurch wird er abgebremst? Schwerkraft oder Gravitation. Wenn mann Geschwindigkeiten entlang Bahn misst, kann man Zeitpunkt des Anfangs bestimmen Und berechnen wann er wieder zur Erde zurueckkehrt oder auch ob er ins Weltall verschwinden wird. So auch bei Messung der Geschwindigkeiten der Galaxien. Man kann fruehere Expansionsgeschwindigkeiten messen aus SN explosionen, deren Licht uns erst jetzt erreicht. Aus Dopplerverschiebung des Lichts dieser SN kann mann Geschwindigkeit bestimmen. Aus Helligkeit Kann man den Abstand bestimmen. Man findet eine beschleunigte Expansion, d.h. Expansion des Universums wird nicht nur durch Gravitation abgebremst, sondern erfaehrt auch eine Beschleunigung, wie z.b. Heliumballon durch die Erde angezogen wird, aber gleichzeitig durch die Wechselwirkung mit der umgebende Luft nach oben fliegt. Fuer einen Mondbewohner oder Astronaut im Weltall wuerde diese nach oben fliegende Heliumballon eine abstossende Gravitation bedeuten. Welche Wechselwirkung das Universum so eine beschleunigte Expansion erfahren laesst, ist nicht klar. Wir nennen es DE. Diese Energie macht ca. 73% der Energie des Universums aus.

25 Zeitabhängigkeit des Skalenfaktors S(t) bei =1
r  S(t) und   1/r3  E=0 (flaches Universum) 

26 Altersabschätzung des Universum für =1
Oder dS/dt = H S oder mit S = kt2/3 2/3 k t-1/3 = H kt2/3 oder t0 = 2/(3H0) a Richtige Antwort: t0  1/H0  a = 14 Gyr, da durch Vakuumenergie nicht-lineare Terme im Hubbleschen Gesetz auftreten (entsprechend abstoßende Gravitation). 0=1/H0, da tan α = dS / dt = S0 / t0 uni = 2 / 3H0

27 Zum Mitnehmen: 1. Gravitation bestimmt Geschehen im Weltall
2. Comoving coordinates erlauben Rechnungen OHNE die Expansion zu berücksichtigen. Nachher werden alle Abstände (und auch die Zeit, siehe VL2) mit dem Skalenfaktor S(t) multipliziert. Zeitabhängigkeit des Skalenfaktors: S = kt2/3 4. Hubblesches Gesetz: v=HD H = Expansionsrate = v/D = h 100 km/s/Mpc (VL2) h = = Hubblekonstante in Einheiten von 100 km/s/Mpc

28 Zum Mitnehmen: 5. Alter des Universums für  = 1 und ohne Vakuumenergie: t0 = 2/(3H0)  a Dieser Wert ist zu niedrig, weil die beschleunigte Expansion durch die Vakuumenergie vernachlässigt wird. Korrekter Wert: 1/H0 = 14 Milliarden Jahre = 14 Gyr

29 Kosmologie und Studienplan
Schwerpunktfach ECTS =v4u2+v2u1+v2u1 Ergänzungsfach ECTS= v2u2 +v2u1 Nebenfach ECTS= v2u2 Einschränkungen: eins der Fächer muss theoretisch und eins muss experimentell sein. Ergänzungsfach darf nicht aus dem Bereich der Nebenfächer (Elektronik, Datenanalyse) sein, es sei denn dieses Fach ist auch in einer der 7 Themenbereiche vermerkt. Ergänzungsfach darf nicht im gleichen Bereich wie Schwerpunktfach sein.

30 Beispiel: Fächer für Teilchenphysiker
Schwerpunktfach (benotet im Abschluss) exp. Teilchenphysik I (v2u2=8P), eine der exp. Teilchenphysik II VL (v2u1=6P) Datenanalyse (v2u1=6P) Total=20ECTS Ergänzungsfach: (benotet im Abschluss) (darf keine Module aus dem Schwerpunktfach enthalten) Kombination aus Astroteilchenphysik I (v2u2=8P) Kosmologie (v2u1=6P) Detektoren oder Elektronik oder eine der weiteren Astroteilchenphysik VL (v2u1=6P) Total=14 ECTS

31 Beispiel: Fächer für Teilchenphysiker
Nebenfach: (NICHT benotet im Abschluss) Theoretische Teilchenphysik (v4,u2) (=12 ECTS) Obwohl nur 8 gebraucht werden, bekommt man 50% mehr ECTS bei TTP, aber es gibt kein Theorie-light in der Teilchenphysik. Man kann natürlich ein nicht theoretisches Nebenfach nehmen (Elektronik, Datenanalyse) und TTP1 als Ergänzungsfach nehmen, aber dann wird es benotet. Aber man sollte als Detektorbauer eine sehr gute Note bei TTP1 als Ergänzungsfach bekommen, wenn man nachher promovieren möchte.

32 Zukunftschancen für Teilchenphysiker
Datenanalyse: umgehen mit großen Datenmenge Analysetechniken,wie neuronale Netze Ergebnisse der Datenanalysen können sein: Absatzprognosen Risikovorhersagen Produktempfehlungen Bestellmengenoptimierungen Beschaffungsvorschläge Kündigungsverhinderungen Social-Media-Aktivitäten

33 Zukunftschancen für Teilchenphysiker
Kenntnisse über Halbleitertechnology: CMS Detektor hat 200 m2 Si verbaut, Strahlungshärte unserer Elektronik VIEL besser als die des Militärs Berufschancen: Raumfahrttechnik, Autoindustrie (z.B. bei Bosch, herausfinden warum Auto-Elektronik so anfällig ist…)

34 Zukunftschancen für Teilchenphysiker
Kenntnisse über Strahlung: Berufschancen: Strahlungsmonitore, Bestrahlungen in Industrie und Medizintechnik

35 Beispiel: Fächer für Astroteilchenphysiker
Schwerpunktfach (benotet im Abschluss) Astroteilchenphysik I (v2u2=8P), Astroteilchenphysik II (v2u1=6P), Kosmologie (v2u1=6P) Total=20ECTS Ergänzungsfach: (benotet im Abschluss) (darf keine Module aus dem Schwerpunktfach enthalten) Datenanalyse(v4u2=8P) (v4u2=8P) Detektoren oder Beschleunigerphysik (v2u1=6P) Total=14 ECTS Nebenfach: (NICHT benotet im Abschluss) Theoretische Teilchenphysik (v4,u2) (=12 ECTS)