Kosmologie und Astroteilchenphysik
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Kosmologie und Astroteilchenphysik Prof. Dr. Burkhard Kämpfer, PD Dr. Daniel Bemmerer • • • • • • • • • • • Einführung in die Kosmologie Weltmodelle und kosmologische Inflation Thermische Geschichte des Universums Urknall-Nukleosynthese Dunkle Energie, dunkle Materie und die beschleunigte Expansion des Universums Kosmische Mikrowellen-Hintergrundstrahlung Supernovae als kosmische Standardkerzen Neutronensterne Entstehung und Nachweis kosmischer Strahlung Altersbestimmung des Universums Neutrinos aus der Sonne und ihre Oszillationen 7. Vorlesung, 31.05.2017 Text optional: Institutsname Prof. Dr. Hans Mustermann www.fzd.de Mitglied der Leibniz-Gemeinschaft Die Geschichte des Universums auf einer Folie Slide 2 Daniel Bemmerer | 7. Vorlesung 31.05.2017 | Kosmologie und Astroteilchenphysik | http://www.hzdr.de Cosmological parameters Planck-Satellit 2013: Kosmologische Planck Collaboration: Schlussfolgerungen Cosmological parameters 0.808. Approximate constraints with 68% errors on ⌦m and Table H0 (in units of km s 1 Mpc 1 ) from BAO, with !m and !b fixed +lensing 75 to the best-fit Planck+WP+highL+lensing+BAO values for the base ⇤CDM cosmology. 70 0.72 Sample ⌦m 0.24 0.32 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 0.305+0.032 0.026 0.295+0.019 0.017 0.293+0.015 0.013 0.309+0.041 0.035 0.315+0.015 0.015 0.307+0.010 0.011 0.305+0.009 0.010 0.305+0.009 0.008 0.40 +3.2 68.360 3.2 69.5+2.2 552.1 69.6+1.7 1.5 67.8+4.1 502.8 67.2+1.6 1.5 68.1+1.1 451.1 68.4+1.0 1.0 68.4+1.0 401.0 H0 6dF . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 0.64. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . SDSS SDSS(R) . . . . . . . . . . . . . . . . . . WiggleZ . . . . . . . . . . . . . . . . . . BOSS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 0.56 6dF+SDSS+BOSS+WiggleZ ... 6dF+SDSS(R)+BOSS . . . . . . . . 6dF+SDSS(R)+BOSS+WiggleZ . 65 H0 0.48 : Cosmological parameters Dunkle Energie surements constrain parametersmin the base ⇤CDM model, we ll 2 form Planck+WP+highL , ht Λ 1.0 lour-coded by the value degen+BAO 2 ⇤CDM of T H10 ) partially ⇤CDMbreaks the geometric m h = (x x ) C (x x ), (50) BAO +H0 BAO mperature 0.8 power spectrum. These limits are significantly improved Ω versus Materie Ω 3) de f- y - P/Pmax +BAO+H0also with BAO Hubble-Konstante H0 with estimates o tours).where Combining (right; solidthe blue contours) tightly Fig. 16. Comparison of H0 measurements, x is the data vector, x⇤CDM denotes theoretical pre- 1 0.6 diction for the ⇤CDM model and CBAO is the inverse covari- ±1 errors, from a number of techniques (see text for details) ance matrix for the data vector x. The data vector is as fol- These are compared with the spatially-flat ⇤CDM model con 0.4 lows: DV (0.106) = (457 ± 27) Mpc (6dF); rs /DV (0.20) = straints from Planck and WMAP-9. Cosmological with and without mass, have 0.1905 ± 0.0061,models, rs /DV (0.35) = 0.1097 ± neutrino 0.0036 (SDSS); 0.2 Anzahl der Neffsection show that BAO measurements ar The results of this di↵erent primary power = spectra. observationallyA(0.44) = 0.474 ±CMB 0.034, A(0.60) 0.442 ±For 0.020, A(0.73)Neutrino-Flavours = an extremely valuable complementary data set to Planck. Th 0.424 ± 0.021 (WiggleZ); DV (0.35)/r 8.88 ± 0.17 (SDSS(R)); relevant masses, neutrinos are still at recombinas = relativistic 0.0 measurements are basically geometrical and free from comple andand DV (0.57)/r coms = 13.67±0.22, tion the e↵ects of(BOSS). massesThe ino↵-diagonal the primary power 2.4 unique 3.6 4.2 1 3.0 systematic e↵ects that plague many other types of astrophysica ponentsare of small. CBAO for the SDSSe↵ect and WiggleZ results spectra The main is around the are firstgiven acoustic Neff in Percival et al. (2010) and Blake et al. (2011). We ignore any measurements. The results are consistent from survey to surve peak Slide 3 and is due to the early integrated Sachs-Wolfe (ISW) efare of comparable precision to Planck. In addition, BAO between surveys. Sinceof the re- | 7.and Fig.covariances 27. Marginalized posterior distribution Ne↵SDSS for and SDSS(R) Daniel Bemmerer Vorlesung 31.05.2017 | Kosmologie und Astroteilchenphysik | http://www.hzdr.de Supernovae vom Typ Ia und II, Theorien... und Beobachtungen Supernovae Typ Ia • Weißer Zwerg saugt Material von einem Begleiter auf • Kurz vor Erreichen der Chandrasekhar-Masse zündet thermonukleares Brennen Supernovae Typ II • Schwerer Stern erlebt einen Kernkollaps • • • • • • Slide 4 Keine H-Spektrallinien Kein Überrest Standardkerzen, aufgrund einer empirischen Kalibration Kosmologische Anwendung → Nobelpreis für Physik 2011 H-Spektrallinien beobachtet Überrest ist ein Neutronenstern Daniel Bemmerer | 7. Vorlesung 31.05.2017 | Kosmologie und Astroteilchenphysik | http://www.hzdr.de Supernovae vom Typ Ia und II, Vorgängersterne Typ Ia Typ II Vorgänger Vorgänger • • • • • • • Leichter Stern, ~1 Sonnenmasse Wasserstoff-, dann Heliumbrennen Asche: 12C (~50%), 16O (~50%), 22Ne (2%) Weißer Zwerg Schwerer Stern, ~25 Sonnenmassen H, He, C/O, Si - Brennen Zwiebelstruktur Supernova-Explosion (Typ Ia) Supernova-Explosion (Typ II) • • Slide 5 Explosives thermonukleares Brennen (Kohlenstoff- und Sauerstoffbrennen) Kernkollaps Daniel Bemmerer | 7. Vorlesung 31.05.2017 | Kosmologie und Astroteilchenphysik | http://www.hzdr.de core collapse - Supernova: SN 1987A H→He He→C C,O→Ne→Si Si→Fe Woosley et al. 2002 • • Massiver Stern Vor der Explosion Schalenbrennen D. Arnett et al. Slide 6 Daniel Bemmerer | 7. Vorlesung 31.05.2017 | Kosmologie und Astroteilchenphysik | http://www.hzdr.de Entfernungsmessung im Universum • Gehören nahe beieinander erscheinende Sterne zusammen? • Wie groß ist unser Universum? • Was ist die Zukunft des Universums? Zwei prinzipielle Verfahren zur Bestimmung der Entfernung d 1. Parallaxe, geeignet für ≤ 103 Lichtjahre d= Beobachtung des Sterns von zwei verschiedenen Orten aus, Bestimmung des Winkels α zwischen beiden Beobachtungen 2. Standardkerze, geeignet für ≤ 1010 Lichtjahre € 1AU tan α d = 10pc ⋅10(m−M )/ 5 Vergleich der beobachteten Helligkeit m des Sterns mit Standard M € Slide 7 Daniel Bemmerer | 7. Vorlesung 31.05.2017 | Kosmologie und Astroteilchenphysik | http://www.hzdr.de Entfernungsmessung mittels Parallaxe, Prinzip Fixsterne Erde Mittlerer Erdbahnradius = 1 AU (astronomical unit) 1 AU α Sonne 1AU d= tan α Slide 8 Gesuchte Entfernung d Stern • Gute Winkelauflösung vonnöten • Lange Basislinie hilft (→säkulare Parallaxe) • Definition der Längeneinheit parsec (pc, Parallaxsekunde): 1 pc = 1 AU / tan 1‘’ (Bogensekunde) = 2.06 * 105 AU = 3.26 Lichtjahre • 1838 von Bessel auf 61 Cyg angewendet: α = 0.314’’ d = 1 / 0.314 pc = 3.18 pc = 10.4 Lichtjahre Daniel Bemmerer | 7. Vorlesung 31.05.2017 | Kosmologie und Astroteilchenphysik | http://www.hzdr.de Entfernungsmessung mittels Parallaxe, moderne Anwendung Parallaxenmessungen mit Hubble Space Telescope, auf 10-4 Bogensekunden genau: G. Benedict et al., Astron. J. 133, 1810 (2007) Zu bestimmender variabler Stern (l Car) Erdgestützt (8 m) Referenzsterne 2-11 Hubble-Satellit (2.4 m) 500 Bogensekunden Karte aus Digital Sky Survey (nur zur Illustration) Slide 9 Daniel Bemmerer | 7. Vorlesung 31.05.2017 | Kosmologie und Astroteilchenphysik | http://www.hzdr.de Entfernungsmessung mittels Standardkerze: Prinzip Fixsterne Erde Sonne 10 pc Interstellare Materie Referenzstern (Φ0,M) Gesuchte Entfernung d Stern (Φ,m) • Quadratisches Abstandsgesetz: Φ ~ d-2 • Helligkeit in Magnituden m: m = - 2.5 log10Φ + C • Referenzstern in 10 pc Abstand: Fluss Φ0, Helligkeit M d = 10pc ⋅10(m−M )/ 5 Standardkerzen mit empirischer Kalibrierung sind zum Beispiel: • Veränderliche Sterne (Cepheiden, M hängt linear von der Periode ab) • Supernovae vom Typ Ia (Helligkeit M im Maximum hängt von der Form der Lichtkurve ab) Slide 10 € Daniel Bemmerer | 7. Vorlesung 31.05.2017 | Kosmologie und Astroteilchenphysik | http://www.hzdr.de Standardisierung der Lichtkurve von Supernovae Ia Slide 11 • Untersuchung einer Vielzahl von Supernovae vom Typ Ia • Sehr helle, recht häufig auftretende Ereignisse • Kalibrierung anhand der Form der Lichtkurve Daniel Bemmerer | 7. Vorlesung 31.05.2017 | Kosmologie und Astroteilchenphysik | http://www.hzdr.de Entfernungsmessung mittels Standardkerze: Supernova Ia • Supernova vom Typ Ia = Weißer Zwerg, der Material von einem Begleitstern ansaugt • Explosives Kohlenstoff- und Sauerstoff-Brennen • Sehr helle, recht häufig auftretende Ereignisse • Referenzhelligkeit M empirisch kalibrierbar (durch Lichtkurve, Infrarotemission) lichtschwächer Beobachtete Helligkeit m in Magnituden schneller Rotverschiebung z Slide 12 Daniel Bemmerer | 7. Vorlesung 31.05.2017 | Kosmologie und Astroteilchenphysik | http://www.hzdr.de Entfernungsmessung und Kosmologie (1) Weit entfernte Supernovae sind lichtschwächer als erwartet! Evidenz für eine kosmologische Konstante ΩΛ>0. Lichtschwächer vergrößert, nur Abweichungen von der Geraden a˙˙ 4 πG = − 2 ( ρc 2 + 3p) a 3c € ΩM=0.3, ΩΛ=0.7 ΩM=0.3, ΩΛ=0.0 ΩM=1.0, ΩΛ=0.0 schneller Slide 13 Daniel Bemmerer | 7. Vorlesung 31.05.2017 | Kosmologie und Astroteilchenphysik | http://www.hzdr.de Entfernungsmessung und Kosmologie (2) a˙˙ 4 πG = − 2 ( ρc 2 + 3p) a 3c € Slide 14 Daniel Bemmerer | 7. Vorlesung 31.05.2017 | Kosmologie und Astroteilchenphysik | http://www.hzdr.de
