Vorlesung 2: Roter Faden: 0. Wiederholung 1. Mitbewegende Koordinaten 2. Wie berechnet man Skalenfaktor? 3. Alter des Universums 4. Größe des Universums 5. Krümmung des Universums 4. November 2005 Kosmologie, SS 04, Prof. W. de Boer 1 Hubble (geb. 1879) Hubble entdeckte dass sogenannte Nebel auch variable Sterne beinhalteten. Schlussfolgerung: dies sind Galaxien. Er entdeckte dass die meisten Galaxien eine Rotverschiebung aufwiesen, die mit dem Abstand zunahm: Hubblesches Gesetz: v=Hr Richtige Erklärung: es gab am Anfang einen Urknall. (und es gab einen Anfang!!!!) Analogie: Rosinen im Brot sind wie Galaxien im Universum. Auch hier relative Geschwindigk. der Rosinen ∝ Abstand bei der Expansion des Teiches, d.h. v=Hr. 4. November 2005 Kosmologie, SS 04, Prof. W. de Boer 2 Zum Mitnehmen: 1. Gravitation bestimmt Geschehen im Weltall 2. Hubblesches Gesetz: v=HD v aus Rotverschiebung D aus Entfernungsleiter H = Expansionsrate = v/D = h 100 km/s/Mpc h = 0.71+-0.04 = Hubblekonstante in Einheiten von 100 km/s/Mpc 4. November 2005 Kosmologie, SS 04, Prof. W. de Boer 3 Hubble Diagramm aus SN Ia Daten 4. November 2005 Kosmologie, SS 04, Prof. W. de Boer 4 Leuchtkraft und Entfernungsmodul Die Leuchtkraft L (engl. luminosity) eines Sterns ist die abgestrahlte Energie integriert über alle Wellenlängen. Aus der Helligkeit in unterschiedlichen Frequenzbändern (U=UV, B=Blau, V=Visuell) kann man die Leuchtkraft (oder bolometrische Helligkeit) rekonstruieren. Die bolometrische Helligkeit der Sonne wird festgelegt auf M☼ = 4,75 (stimmt ungefähr mit Skale 1-6 der Antiken, 6 ist schwach). Die Helligkeit (engl. magnitude) in einem bestimmten Spektralbereich hängt vom Abstand und Durchsichtigkeit des Universums für die Strahlung ab. Man definiert die absolute Helligkeit M als die Helligkeit auf einem Abstand von 10 pc and die scheinbare Helligkeit m (= gemessener Strahlungsstrom S, d.h. pro Zeit und Flächeneinheit vom Empfänger registrierte Energie) für einem Abstand d als m = M + 5 log (d/10pc). Der logarithmische Term m-M nennt man Entfernungsmodul (distance modulus) und kann benutzt werden um Abstände zu bestimmen, wenn m und M bekannt sind Oder man kann die Helligkeiten von Sternen vergleichen bei gleichem Abstand: M1 - M2 = -2.5 log S1/S2 , wenn die Strahlungsströme S1 und S2 bekannt sind. Eine Supernova Ia hat M= -19.6, die Sonne 4.75, so die Helligkeiten unterscheiden sich um einen Faktor 10 (4,75+19,6)/ 2.5 ≈ 10 Größenordnungen. 4. November 2005 Kosmologie, SS 04, Prof. W. de Boer 5 Hubblesche Gesetz in “comoving coordinates” d D 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 = 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. 4. November 2005 Kosmologie, SS 04, Prof. W. de Boer 6 Universum ist homogen und isotrop auf großen Skalen Dichte bei großen z nimmt ab, weil viele Galaxien nicht mehr sichtbar. homogen, nicht isotrop 4. November 2005 nicht homogen, isotrop Kosmologie, SS 04, Prof. W. de Boer 7 Der Skalenfaktor S(t) nach Newton M m v Dimensionslose Dichteparameter: 4. November 2005 Kosmologie, SS 04, Prof. W. de Boer 8 Einfluss des Dichteparameters auf die Expansion Offenes Univ. Flaches Univ. Geschlossenes Univ. 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! 4. November 2005 Kosmologie, SS 04, Prof. W. de Boer 9 Zeitabhängigkeit der Skalenfaktor S(t) bei Ω=1 r ∝ S(t) und ρ ∝ 1/r3 ⇒ 4. November 2005 Kosmologie, SS 04, Prof. W. de Boer 10 Altersabschätzung des Universum für Ω=1 Oder dS/dt = H S oder mit S = kt2/3 2/3 k t-1/3 = H kt2/3 oder t0 = 2/(3H0) ≈ 10 . 109 a Richtige Antwort: t0 ≈ 1/H0 ≈ 14 . 109 a, da durch Vakuumenergie nicht-lineare Terme im Hubbleschen Gesetz auftreten (entsprechend abstoßende Gravitation). τ0=1/H0, da tan α = dS / dt = S0 / t0 τuni = 2 / 3H0 4. November 2005 Kosmologie, SS 04, Prof. W. de Boer 11 Bremsparameter q0 (Taylor-Entwicklung: S(t)=S(t0)-S `(t0)(t-t0)-½ S ``(t0)(t-t0)2) Experimentell: q=-0.6±0.02: abstoßende Gravitationskraft 4. November 2005 Kosmologie, SS 04, Prof. W. de Boer 12 Hubble Diagramm aus SN Ia Daten Abstand aus dem Hubbleschen Gesetz mit Bremsparameter q0=-0.6 und H=0.7 (100 km/s/Mpc) z=1-> r=c/H(z+1/2(1-q0)z2)= 3.108/(0.7x105 )(1+0.8) Mpc = 7 Gpc Abstand aus SNe I1a Helligkeit m mit absoluter Helligkeit M=-19.6: m=24.65 und log d=(m-M+5)/5) -> Log d=(24.65-19.6+5)/5=9.85 = 7.1 Gpc 4. November 2005 Kosmologie, SS 04, Prof. W. de Boer 13 Wie groß ist das sichtbare Universum für Ω=1? Naiv: R = ct0 ist Radius des Universums. Dies ist richtig für ein statisches Universum ohne Expansion. Mit Expansion: R = 3ct0. Beweis (mit comoving coor.): Betrachte sphärische Koor. (R,θ,ϕ,t) und mitbewegende Koor. (σ,θ,ϕ,η) und Lichtstrahl in Ri. ϕ=θ=0. Dann gilt: R = c t und σ = c η, weil c = unabh. vom Koor. System Aus dR = S(t) dσ folgt dann: dR = cdt = c S(t) dη, d.h. Zeit skaliert auch mit S(t)! Daraus folgt: η = ∫ dη = ∫ dt / S(t) oder mit S(t) = kt2/3 σ = c∫ dη = c∫ k/t2/3dt = (3c/k) t1/3 Oder R = S(t) σ = 3 c t0 = 3 x 3.108 x 14.109 x 3.107 = 3.7x1026 cm= 3.7x1026/3.1x1016=12 Gpc 4. November 2005 Kosmologie, SS 04, Prof. W. de Boer 14 Zum Mitnehmen: 1. Comoving coordinates erlauben Rechnungen OHNE die Expansion zu berücksichtigen. Nachher werden alle Abstände und auch die Zeit mit dem Skalenfaktor S(t) multipliziert. 2. Zeitabhängigkeit des Skalenfaktors: S = kt2/3 3. Alter des Universums für Ω = 1 und ohne Vakuumenergie: t0 = 2/(3H0) ≈ 10 . 109 a Dieser Wert ist zu niedrig, weil die beschleunigte Expansion durch die Vakuumenergie vernachlässigt wird. 3. Größe des sichtbaren Universums für Ω = 1: 3ct0 (ohne Expansion: ct0) 4. November 2005 Kosmologie, SS 04, Prof. W. de Boer 15