Kosmologie Ein kleiner Überblick Jan Hamann

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

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?

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

Video: The known Universe http://www.wimp.com/knownuniverse/

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Zutaten des Universums Teilchen des Standardmodells

Zutaten des Universums Teilchen des Standardmodells = instabil

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

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

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

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”)

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

Messung der Rotverschiebung Emissionslinien Spektroskopie im Labor Wellenlänge [Å]

Entfernungsmessung

Standardkerzen und -maßstäbe

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

Chandrasekhar-Grenze: Typ Ia supernovae Weißer Zwerg Chandrasekhar-Grenze:

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

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

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

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)

Nukleosynthese

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

Big Bang Nukleosynthese Messung der primordialen Elementhäufigkeit an alten Objekten erlaubt Bestimmung von η Sehr gute Übereinstimmung zwischen D, He-3 und He-4: η ≈ 6×10-10 Baryonen machen etwa 5% der kritischen Dichte aus! Massenanteil bzw. relative Anzahldichte Baryonen pro photon

Rekombination

Rekombination Unterhalb von T = 3000 K (t = 300000 a) können sich neutrale Atome bilden Die Photonen streuen danach nicht mehr an freien Elektronen Das Universum wird durchsichtig!

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

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

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

Messung des CMB Energiespektrums Der CMB ist extrem isotrop mit einer Temperatur von TCMB = 2.725 K (2006)

Temperaturfluktuationen des CMB Der CMB hat winzige Temperaturunterschiede in verschiedenen Richtungen Dipol (ΔT/T ≈ 10-4) durch Dopplereffekt Intrinsische Fluktuationen ΔT/T ≈ 10-5

Temperaturfluktuationen des CMB COBE DMR (1992) kälter als das Mittel wärmer als das Mittel Temperatur der Hintergrundstrahlung ist extrem isotrop, T ≈ 2.725 K Winzige Anisotropien, σT ≈ 20 μK, hervorgerufen durch Dichtefluktuationen zur Zeit der Rekombination Diese Dichtefluktuationen sind Ausgangspunkt der Bildung von Strukturen wie Galaxien oder Galaxienhaufen

Strukturbildung

Strukturbildung http://www.deus-consortium.org/gallery/videos/ http://www.youtube.com/watch?feature=player_embedded&v=jHoHz9fSGVI http://www.youtube.com/watch?feature=player_embedded&v=bbLq_skQ_As

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

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

Die nächsten Generationen von CMB-Experimenten

Messung des CMB durch Planck Video: Planck cruise to L2 www.esa.int/spaceinvideos/Videos/2013/10/Planck_cruise_to_L2

Der Himmel mit den Augen von Planck gesehen 9 Frequenzbänder kombiniert

Der Himmel mit den Augen von Planck gesehen

Separation des CMB von anderen Komponenten Video: Revealing the Cosmic Microwave Background with Planck www.esa.int/spaceinvideos/Videos/2013/03/Revealing_the_cosmic_microwave_background_with_Planck

Plancks Karte der CMB Temperaturfluktuationen

Von der Karte zum Spektrum… Entwicklung in Kugelflächenfunktionen = + + + + … 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,…)

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

Theoretische Vorhersage des CMB-Spektrums Räumliche Krümmung Vakuum- 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 Baryon- energie- dichte Materie- energie- dichte

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: Dunkle Energie?!?! (Vakuumenergie) Dunkle Materie?! Etwa 95% des Universums sind unbekannt… Normale Materie

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.

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?)

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

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

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

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

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

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

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

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

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) z.T. vielversprechende Kandidaten, aber nicht immer einfach von astrophysikalischen Signalen auseinanderzuhalten Simuliertes Signal

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

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

Zeitalter der dunklen Energie

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

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?

Inflation

Inflation Exponentielles Wachstum des Skalenfaktors a(t) um einen Faktor 1030 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!

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

BICEP2… … ist ein Mikrowellenteleskop am Südpol

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

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

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?