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

Gliederung Galaxien und Cluster Strukturen auf großer Skale Friedman-Weltmodelle und Lösungen Fluktuationen der Dichte Simulationen der Modelle Warum sind die Fluktuationen so klein?

‚kleine‘ Strukturen

Galaxien

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

NGC 5194 Dist.: 31 million ly Diam.: ~ 60 000 ly Sternbild ‚Jagdhunde‘

NGC 1365 Dist.: 60 million ly Diam.: ~ 200 000 ly

M87 - ‚Virgo A‘ Dist.: 60 million ly Diam.: 120 000 ly

Dist.: 13 million ly , Dim.: ~70 000 ly

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

Cluster

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

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

Strukturierung des Universums auf großer Skale

Friedman‘s Weltmodelle 1888-1925 Russischer Mathematiker Die Standardmodelle der Kosmologie basieren auf drei Hauptzutaten Das Kosmologische Prinzip: Homogenität, Isotropie und einheitliche Ausbreitung des Universums auf großen Skalen 2. Weyl‘s Postulat : Weltlinien von Partikeln treffen sich in einem singulären Punkt in der finiten oder infiniten Vergangenheit 3. Allgemeine Relativität : Die ART stellt eine Verbindung zwischen dem Energie-Impuls-Tensor und der Raumzeit her

Einsteins Feldgleichungen : Einsteins große Eselei : Raumzeit als Fluid :

Friedman‘s Weltmodelle Voraussetzung der Isotropie und Homogenität vereinfacht Einstein‘s Feldgleichungen stark : (*) Friedman-Gleichung

Friedman-Gleichung aus nichtrelativistischer Newton-Dynamik

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

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

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

Lösungen der Friedman-Gleichung Parametrische allgemeine Lösung :

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 :

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

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

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

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

Simulation (jeder Punkt stellt eine Galaxie dar)

Simulationen Kalte dunkle Materie Heiße dunkle Materie Wimps Axions Photinos Neutrinos

Simulationen

Simulationen

Warum sind die Störungen der Homogenität so klein?

Quellen- und Literaturliste Malcolm S. Longair: Galaxy Formation Rainer Kayser : Licht und Asche des Urknalls Bilder: STScI Hubblesite : http://hubblesite.org Hubble Heritage Project Homepage : http://heritage.stsci.edu NASA Astronomy Picture of the Day : http://antwrp.gsfc.nasa.gov Animationen: Matthias Steinmetz ``Galaxy Formation in Hierarchically Clustering Universes'' (1995) http://www.astrophysics.arizona.edu/movies.html

Vielen Dank für die Aufmerksamkeit!