Strukturbildung im Universum

Präsentation zum Thema: "Strukturbildung im Universum"—  Präsentation transkript:

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

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

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 M ‚Virgo A‘ Dist.: 60 million ly Diam.: ly

9 Dist.: 13 million ly , Dim.: ~70 000 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 Friedman‘s Weltmodelle
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

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

21 Friedman‘s Weltmodelle
Voraussetzung der Isotropie und Homogenität vereinfacht Einstein‘s 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
Durch Einsetzen der kosmologischen Parameter in (*) erhält man für Λ = 0 : (1) Einsetzen aktueller Werte : (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

35 Simulationen

36 Warum sind die Störungen der Homogenität so klein?

37 Quellen- und Literaturliste
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!