Die dunkle Seite der Kosmologie
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Die dunkle Seite der Kosmologie Franz Embacher Fakultät für Physik Universität Wien Vortrag im Rahmen von UNIorientiert Universität Wien, 16. September 2010 Kapitel 1 Schwarze Löcher Nebel, WeißerZwerg, SL Schwarzes Loch Video-Clip: Sterne umkreisen ... Quelle: http://www.mpe.mpg.de/ir/GC/images/movie2003.gif Im Zentrum der Milchstraße... • Was befindet sich im Zentrum der Milchstraße? Ellipsenbahn eines Sterns: große Halbachse a = 5 Lichttage Umlaufszeit T = 15 Jahre Drittes Keplersches Gesetz: 2 T a3 4 = GM 2 M = 4 Millionen Sonnenmassen! Srg A* (Sagittarius A*) ... supermassives Schwarzes Loch Schwarze Löcher Es gibt • stellare („kleine“) Schwarze Löcher (die aus kollabierenden Sternen entstanden sind) und • supermassive Schwarze Löcher in den Zentren vieler Galaxien. Kapitel 2 Dunkle Materie Andromeda-Nebel M31 mit M32 und M110 HST Deep Field Video-Clip: Zoom auf ferne Galaxien Quelle: http://oposite.stsci.edu/pubinfo/pr/96/01/HDF.mpg Galaxien Woraus bestehen Galaxien? • Sterne • Neutronensterne, Schwarze Löcher • kleine kalte Objekte, ausgebrannte Sterne, Staub • interstellares Gas und: • „Dunkle Materie“ Dunkle Materie • Rotationskurven weit entfernter Sternen um Galaxien. Theoretische Betrachtung: Aus dem Newtonschen Gravitationsgesetz folgt: Galaxie M v v = r Stern GM r 4-fache Entfernung halbe Geschwindigkeit Dunkle Materie Theoretisch wird also ein solcher Zusammenhang zwischen Entfernung und Geschwindigkeit erwartet: v 1.4 1.2 1.0 0.8 0.6 0.4 0.2 0.0 0 1 2 3 4 normiert auf Radius = 1, v(Rand) = 1 5 r Dunkle Materie • Vermessung von Rotationskurven: Dunkle Materie • Rotationskurve der Galaxie NGC 3198: v (km/s) 200 150 100 50 r (kpc) 10 20 30 40 Dunkle Materie • Jede Galaxie ist mit einem „Halo“ aus Dunkler Materie umgeben! • Es ist nicht bekannt, wie weit sich diese Halos erstrecken! (Zumindest einige Vielfache der Galaxiengröße!) • Nur knapp 2% der Materie, die eine Galaxie enthält, ist sichtbar! • Nur etwa 5% der Materie, die eine Galaxie enthält, kann baryonisch (d.h. „normale Materie“) sein! • Dunkle Materie wechselwirkt mit normaler Materie (fast) nur durch die Schwerkraft. Dunkle Materie • Woraus besteht die Dunkle Materie? • Neutrinos? ... zu geringe Dichte! • neue Teilchensorte? • Die erfolgreichsten Modelle nehmen an, Dunkle Materie besteht aus „langsam“ bewegten Teilchen (v << c). CDM = cold dark matter • Materie in einem „Paralleluniversum“, das mit dem unseren nur über die Schwerkraft wechselwirkt? Dunkle Materie • Simulation: Dunkle Materie bildet „Potentialmulden“, in die die gewöhnliche Materie (Galaxien) fällt! CMD-Computer-Simulationen: Galaxienverteilung experimentell 1 Galaxienverteilung experimentell 2 HST – Einstein-Ring Kapitel 3 Dunkle Energie Das Universum dehnt sich aus Luftballon und Backofen Das Universum dehnt sich aus • Kosmologisches Prinzip: Das Universum sieht (im Großen) überall und in jede Richtung gleich aus. • Daraus folgt: Die Expansion besteht in einer gleichmäßigen „Dehnung“ aller Längen. • Modell: Gummiband, das ausgedehnt wird • Quantitative Beschreibung der Expansion: der Skalenfaktor Länge zur Zeit t a(t) = Länge heute • Alles im Universum war früher kleiner Urknall ! a(Urknall) = 0 Das Universum dehnt sich aus • Wie verläuft Expansion im Detail? Das hängt davon ab, woraus es besteht! Allgemeine Relativitätstheorie! • Zwei theoretische Möglichkeiten: • Falls Materie (oder Strahlung) dominiert die Expansion verläuft gebremst. • Falls das Vakuum eine nichtverschwindende Energiedichte („Dunkle Energie“, „kosmologische Konstante“) besitzt und diese dominiert die Expansion verläuft beschleunigt! • Welche der beiden Möglichkeiten trifft nun tatsächlich zu? Theoretisches Modell: Materiedominiertes Universum at 1.0 0.8 gebremste Expansion 0.6 0.4 0.2 0.0 2 4 6 8 10 t Mrd Jahre Theoretisches Modell: Vakuumdominiertes Universum at 1.0 beschleunigte Expansion 0.8 0.6 0.4 gebremste Expansion 0.2 0.0 2 4 6 8 10 12 14 t Mrd Jahre Überprüfung von Weltmodellen • Wie kann ein Weltmodell durch Beobachtungen überprüft werden? • Rotverschiebung Geschwindigkeit der Quelle • Rotverschiebungs-Entfernungs-Relation Beziehung zwischen direkt messbar z ... Rotverschiebung des beobachteten Lichts D ... Entfernung der Quelle zum Zeitpunkt der Aussendung des Lichts • Vorgangsweise: theoretische Vorhersagen + indirekt messbar Vergleich mit Beobachtungen Vorhersagen: Rotverschiebungs-Entfernungs-Relation D Mpc 2000 vakuumdominiertes Modell 1500 1000 500 0 0 materiedominiertes Modell 1 2 3 4 5 6 z Beobachtungen: Supernovae Ia als Standardkerzen • Wie können sehr große Entfernungen gemessen werden? • Supernova-Explosionen vom Typ Ia sind annähernd „Standardkerzen“, d.h. ihre absoluten Helligkeiten sind (ungefähr) gleich und (ungefähr) bekannt: Doppelsternsystem weißer Zwerg Roter Riese Materiefluss „Zündung“ bei Erreichen einer kritischen Masse Aus der relativen (beobachteten) Helligkeit kann die Entfernung abgeschätzt werden. Vorhersagen: Rotverschiebungs-Entfernungs-Relation D Mpc 2000 vakuumdominiertes Modell 1500 1000 500 0 0 materiedominiertes Modell 1 2 3 4 5 6 z Vergleich mit Supernova-Daten (seit 1998) D Mpc 2000 vakuumdominiertes Modell 1500 1000 500 0 0 materiedominiertes Modell 1 2 3 4 5 6 z Das moderne Standardmodell der Kosmologie • Es gibt eine nichtverschwindende Vakuumenergie (Dunkle Energie, kosmologische Konstante). • Sie bewirkt, dass das Universum heute beschleunigt expandiert. • Die Dunkle Energie beträgt heute etwas mehr als 70% der gesamten Energie des Universums. • Dieses Modell wird durch weitere Beobachtungen gestützt: • Großräumige Galaxienverteilung • Verteilung der leichten Elemente im Universum • Anisotropie der kosmischen Hintergrundstrahlung Woraus besteht das Universum? Energieinhalt des Universums vorläufiges Bild: Kapitel 4 Inflation Die kosmische Hintergrundstrahlung WMAP, 2003 T 6 = 6 10 T Hubble-Radius • Der Hubble-Radius zu einer gegebenen Zeit t gibt an, in welcher Entfernung die Fluchtgeschwindigkeit der Galaxien gleich der Lichtgeschwindigkeit ist: D Hubble (t) = c a(t) . a(t) In diesem Sinn gibt er die Größe des (zur Zeit t) beobachtbaren Universums an. • Nun vergleichen wir (für frühere Zeiten) die Größen DHubble (t) und a(t) DHubble(heute) Ein kosmologisches Problem (in Bildern)... strichlierter Kreis: DHubble(t) rot eingezeichnete Galaxien: a(t) DHubble (heute) Ein kosmologisches Problem (in Bildern)... Ein kosmologisches Problem (in Bildern)... Ein kosmologisches Problem (in Bildern)... Ein kosmologisches Problem (in Bildern)... kausal getrennte Bereiche! Ein kosmologisches Problem (in Bildern)... Ein kosmologisches Problem (in Bildern)... Ein kosmologisches Problem (in Bildern)... Ein kosmologisches Problem (in Bildern)... Photonen haben fast die gleiche Temperatur! Ein kosmologisches Problem (in Bildern)... Problem: Die Photonen stammen aus kausal getrennten Bereichen! Wieso haben sie heute fast die gleiche Temperatur? „Kommunikationsproblem“? Die Lösung... Inflationäre Phase des Universums: • Beschleunigte Expansion unmittelbar nach dem Urknall! • Dauert maximal 10–30 Sekunden an! • Alle Entfernungen im Universum wachsen um bis zu 50 Größenordnungen! • Ähnlich der heutigen Expansion! Beschleunigung der Expansion verursacht durch: • heute: Vakuumenergie eine der großen • damals: ? („Inflaton“?) Forschungsfragen der Kosmologie heute! Die Lösung... Danke... ... für Ihre Aufmerksamkeit! Diese Präsentation finden Sie im Web unter http://homepage.univie.ac.at/franz.embacher/Rel/UNIorientiert2010/
