Kosmologie im dunklen Universum

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Kosmologie im dunklen Universum
Dr. Robert W. Schmidt
Zentrum für Astronomie
Universität Heidelberg
Lehrerfortbildung Bayreuth 14.10.2010
Literatur
Es gibt viele, viele Bücher,
Internetseiten, Movies etc. zu
diesem Thema. Stellvertretend
sei Schneider empfohlen.
Probieren Sie vielleicht einmal
diesen Überblicksartikel aus:
http://de.arxiv.org/abs/astroph/9404040
Überblick
1. Das leuchtende Universum
2. Das frühe Universum
3. Gravitationswirkung der dunklen
Materie
4. Dunkle Energie
5. „Geschichte” des Universums bis Heute
Das leuchtende Universum:
Von Sternen bis zu Superhaufen
1. Sterne
(wie unsere Sonne)
2. Galaxien
(100,000,000,000 Sterne)
3. Galaxienhaufen
4. Superhaufen
(ungefähr 1000 Galaxien) (mehrere Galaxienhaufen)
2. Das frühe Universum
WMAP
Jahre
COBE 47 Jahre
T
−5
≈10
T
3. Dunkle Materie
Schon in den 30er Jahren des 20.
Jahrhunderts
entdeckte
Fritz
Zwicky, daß die Galaxien in
Galaxienhaufen “zu schnell” sind.
Er konnte nachweisen, daß
die
Gravitationskraft
der
Sterne allein nicht ausreicht,
den Galaxienhaufen zusammenzuhalten!
GM m
m ∝
R
2
Heute gibt es viele Hinweise auf die Existenz
dunkler Materie.
Ich will dafür Beispiele geben:
1. Rotationsgeschwindigkeit von Galaxien
2. Röntgenbeobachtungen von Galaxienhaufen
3. Gravitationslinseneffekt in Galaxienhaufen
(mit dem berühmten Bullet-Cluster)
4. Gravitationslinseneffekt des Universums
Beispiel 1: Die Rotation von Galaxien
NGC4414 mit dem Hubble Space Telescope
2
m vr G m M r
=
2
r
r
Beispiel 2: Röntgenbeobachtungen von Galaxienhaufen
Der intergalaktische Raum von Galaxienhaufen ist erfüllt von einem
● sehr dünnen (etwa 100 Teilchen pro Kubikmeter, Hochvakuum!)
● und mehrere Millionen Grad heißen Gas, das im Röntgenbereich
leuchtet.
Bilder vom Chandra Röntgenteleskop der NASA
heißes Gas
dehnt sich
aus...
... es muß dunkle Materie
geben, die den Galaxienhaufen durch Gravitation
zusammenhält!
GM m
kT∝
R
Massenanteile in
Galaxienhaufen
Es gibt ungefähr
●
sieben mal mehr Gas als Sterne
und sieben mal mehr dunkle
Materie als Gas in Galaxienhaufen.
●
Beispiel 3: (Teil a)
Gravitationslinseneffekt in Galaxienhaufen
4G M
 r = 2
c r
Beispiel 3: (Teil b)
Gravitationslinseneffekt in Galaxienhaufen
Gravitationslinseneffekt
Abbildung von Joachim Wambsganß,
inspiriert von Misner, Thorne, Wheeler 1973
Galaxien, Gas und dunkle Materie
im Geschoss-Galaxienhaufen
(Gas)
(Gas)
Nicht dargestellt: Galaxien
Dunkle Materie
=>
Kollision im Weltall!
BLAU: dunkle Materie ROT: Gas
Röntgengas: Markevitch et al., Linseneffekt (dunkle
Materie): Clowe et al., Galaxien: Clowe et al.
Der Bullet-Cluster (Galaxienhaufen)
Beispiel 4: Das COSMOS Feld (Hubble Space Teleskop)
BLAU: dunkle Materie ROT: Gas
Kandidaten für die dunkle Materie
Astrophysikalische Objekte:
1. Weiße Zwerge: nicht ausreichend viele beobachtet
2. Neutronensterne, schwarze Löcher: nicht genügend Vorgängersterne
3. Braune Zwerge: vermutlich nicht genügend vorhanden, in großangelegten Suchen keine große Anzahl gefunden
Elementarteilchen:
WIMPs: “weakly interacting massive particles”: schwach wechsel­wirkende, massereiche Teilchen: Zur Zeit der beste Kandidat.
Man hat WIMPs allerdings (vermutlich) noch nicht gefunden!
CDMS II
in Minnesota (USA)
(recht NEU -- Dez 2009
Nach 612 kg-Tagen !)
Ionisation
Die Suche nach dunkler Materie in Laboren ...
Türmchen aus 100-200g
Scheiben
(Germanium und Silizium)
Signaldauer
4. Supernovae verraten die dunkle Energie
Hubble Image of Type Ia Supernova 1994D
Supernova Ia als „Standardkerzen“
Mit Standardkerzen kann man Entfernungen messen!
1
doppelter Weg
4
einfacher Weg
Messung: 4 mal weniger Licht →
doppelt so weit weg
Supernova Ia als „Standardkerzen“
Absolute Helligkeit
umskaliert
Tage
Expansion des Universums
Entfernung (Modul)
Kosmologie mit der Supernova Ia
Urknall
b
Ab
l
h
c
s
Be
Entfernteste
g Supernova
n
u
s
m
re
ig
n
eu
g
n
u
10 Mrd
Heute
Jahre Zeit
Rotverschiebung z
1
Groesse Universum=
1Rotverschiebung
aus: Riess et al. 2007
Im Strahlungskosmos
5. „Geschichte” des Universums
Energie-
CMB
Heute
dichte
(log.)
−2
 
2.4 T
t=
 g MeV
T (GeV)
1019
t(sec)
10-43
10-3
1
7x10-5
3x10-10
200
1013
Materie
(heute~30%)
dunkle Energie
(heute~70%)
Strahlung
(heute <<1%)
Größe des
Universums (log.)
sec
Ereignis
QuantenGravitation
Neutrinos
entkoppeln
BBN
CMB
Kandidaten für die dunkle Energie
?
WFIRST
LISA
JWST
Zukünftige Teleskope
ICECUBE
IXO
Ende
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