Universum - département de physique théorique
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Licht im dunklen Universum Martin Kunz Physique Théorique Université de Genève Übersicht • Grössenverhältnisse • Astronomische Beobachtungen und die Expansion des Universums • Distanzmessungen mit Supernovae • Die kosmische Hintergrundsstrahlung • Woraus besteht das Universum? • Europas nächster Kosmologiesatellit Geschichtliches Die Kosmologie als Philosophie ist wohl so alt wie die Menschheit, es gibt Aufzeichnungen aus China, Indien, Babylonien und Griechenland, viele Jahrhunderte vor Christi Geburt. Die “westliche“ Kosmologie entwickelte sich aus astronomischen Beobachtungen der Griechen und dem Versuch der kausalen Erklärung, z.B. Anaxagoras (ca 6. Jh. v. Chr.) und natürlich Pythagoras, Aristoteles und Ptolemäus (2 Jh. n. Chr.). 1543 Kopernikus: Heliozentrisch 1687 Newton: Gravitationstheorie 1915/17 Einstein: ART de Sitter: dynamisches Univ. 1922 Friedmann heutiges Modell 1927 Lemaître 1929 Hubble: Expansion des Univ. 1965 Hintergrundstrahlung … das Universum die Erde Durchmesser 12’742 km (source: NASA/wikipedia) das Universum (source: wikipedia) das Sonnensystem Distanz Sonne-Erde ≈ 150’000’000km = 150x106km = 1AU Grösse des Sonnensystems ≈ 50 AU das Universum (source: NASA HST) Galaxien (M 104 Sombrero, distance 30 Mly) typische Grösse: 100’000 ly (Lichtjahre) Masse: ≈ 1012 Sonnenmassen (ca 109 bis 1014) Astronomische Distanzen Die Lichtgeschwindigkeit im Vakuum ist ein Naturkonstante, c = 299 792 458 m/s 1’’ = 1°/3600 1 Bogensekunde In einem Jahr legt das Licht ca 1016 m = 1 Lichtjahr (ly) ≈ 63’240 AU zurück. Gebräuchliche Astro-Einheit: parsec: 1 pc = 206‘265 AU = 3.26 ly die Distanz aus der man 1 AU unter einem Winkel von 1 Bogensekunde sieht. (In der Kosmologie braucht man dann normalerweise Mpc = Megaparsec = 1‘000‘000 pc...) 1pc 1AU das Universum (source: NASA HST) Galaxien (M 104) typische Grösse: 1 bis 100 kpc Distanz zwischen Galaxien: ≈ Mpc (Millionen parsec) Masse: ≈ 1012 Sonnenmassen (und fast so viele Sterne) das Universum (source: NASA HST) das (beobachtbare) Universum Grösse ≈ 20 Gpc (20 Milliarden parsec, 6x1023 km) ≈ 100 Milliarden Galaxien (CERN: 3x10-23 km) Geschwindigkeit / Ausdehnung Astronomische Objekte senden Licht nicht gleichförmig aus. ð Spektroskopie Bewegt sich ein Objekt relativ zu uns, so ändert sich die beobachtete Wellenlänge. ð Doppler Effekt Beispiel: Tonhöhe einer Sirene eines Polizeiautos, Rennauto Panta rhei Lemaître 1927 (!) Hubble 1929: v = H0 r ð Das Universum ist dynamisch! Expansion und Hubble Ballon mit Radius R R Oberfläche des Ballons Idee: Galaxien sind fix an Positionen x, nur die Ausdehnung R führt zu einer Änderung der Distanz r => v = H0 r ! Der kosmologische Raum Das einfachste akzeptable Modell: der Raum ist homogen und isotrop Konstante Krümmung: nur 3 Möglichkeiten! K > 0 : positive Raumkrümmung, „Kugel“ K < 0 : negative Raumkrümmung, „Sattelförmig“ K = 0 : Raum nicht gekrümmt, flacher Euklidischer Raum Die Raum-Zeit Der ‘Raum’ des Univers expandiert, beschrieben durch den Skalenfaktor R(t). Das Verhalten von R(t) wird durch die Allgemeine Relativitätstheorie bestimmt. Die Expansion führt zu einer Rotverschiebung ähnlich dem Dopplereffekt obs em R0 = =1+z R(tem ) z ~ v/c für v << c Allgemeine Relativitätstheorie Die Allgemeine Relativitätstheorie beschreibt den Zusammenhang Geometrie n Inhalt Die Geometrie der isotropen und homogenen Raumzeit wird durch den Skalenfaktor R(t) und die Raumkrümmung K beschrieben. Wenn wir diese Grössen messen, dann sehen wir, woraus das Universum besteht! Friedmann Gleichung (1922) K 8 G H + 2 = ⇥ R 3 2 Ṙ H= ⇠ R R1 t R Energiedichte Energieerhaltung: ˙= 3H t ⇣ p⌘ + 2 c 3 Dimensionen Wie wägt man ein Universum? • Das Universum expandiert • Der Inhalt bestimmt die Expansionsrate • Eine Messung der Expansion gibt uns also Informationen zum Inhalt! Gewisse Objekte (z.B. Supernovae) sind so hell, dass man sie über Milliarden Lichtjahre hinweg sehen kann! Das Licht solcher Objekte ist während jahrmilliarden unterwegs bis es uns erreicht –> wir sehen in die Vergangenheit! Zeit t heute Δt wir Licht Δx = c Δt entfernte Lichtquelle Distanz x Δx kosmologische Distanzen In der ART arbeitet man mit beobachtbaren Grössen: Leuchtkraftentfernung: beobachtete Helligkeit F eines Objektes mit bekannter Leuchtkraft L (Standard-Kerze). F L Andere Möglichkeit: Winkelgrössenentfernung: Objekt bekannter Grösse D wird unter einem Winkel δ gesehen (Standard-Masstab). Zum Glück sind diese Distanzen in der ART equivalent… J D δ Probst Pyramide, ca 1974 Supernovae (source: NASA/HST) NGC 4526 (Milliarden Stern) SN 1994D (1 Stern der explodiert) Die explodierenden Sterne sind so hell dass man sie quer durch das Universum sieht! (z > 1.5, Alter > 8 Milliarden Jahre) Modernes Hubble-Diagramm Hubbles Diagramm! Die Ausdehnung wird schneller! R (Ausdehnung) Nobelpreis 2011 vorheriges Diagramm (Perlmutter, Schmidt & Riess) aujourd’hui Alter (Milliarden Jahre) die heutigen Daten (Supernova Cosmology Project) die Dunkle Energie Wir suchen die Modelle die zu den Daten gehören, abhängig von der Energiedichte relatif zu der kritischen Dichte eines flachen Universums, X ⇢X = ⇢crit Man findet dass ΩΛ > 0 damit die Ausdehnung schneller wird! Aber die Energiedichte des Vakuums ist ca ~ 10-40 der nativen theoretischen Modelle!!! kosmologische Distanzen In der ART arbeitet man mit beobachtbaren Grössen: Leuchtkraftentfernung: beobachtete Helligkeit F eines Objektes mit bekannter Leuchtkraft L (Standard-Kerze). F L Andere Möglichkeit: Winkelgrössenentfernung: Objekt bekannter Grösse D wird unter einem Winkel δ gesehen (Standard-Masstab). Zum Glück sind diese Distanzen in der ART equivalent… J D δ Kosmische Hintergrundsstrahlung In der Vergangenheit was das Universum kleiner und heisser T > 3000 K : Elektronen und Protonen sind frei (Atome ionisiert), Licht wird gestreut wie in einem Nebel. T < 3000 K : Elektronen und Protonen verbinden sich zu neutralen Atomen, das Universum wird durchsichtig für das Licht. Die Hintergrundsstrahlung (CMB) ist ein Photo der Nebelwand! (Aber die Temperatur ist tiefer dank der Ausdehnung.) die Entdeckung des CMB Penzias & Wilson 1965: 3.5 K Antennentemperatur Nobelpreis 1978 (gleichzeitig gesucht von Wilkinson, Roll und Dicke der Uni Princeton) (COBE 1990: T = 2.726 K, Nobelpreis 2006) Wahrscheinlich wurde die Strahlung schon vorher gemessen, aber nicht als kosmische Hintergrundstrahlung erkannt! Isotropie des CMB Himmelskarte des DMR Experiments auf COBE (1992/94): keinerlei Richtungsabhängigkeit! Erst bei „Vergrösserung“ 1:1000 findet man etwas, wahrscheinlich weil die Sonne sich auch bewegt. Und was ist das?! (Nobelpreis 2006 für PI George Smoot) CMB und Raumkrümmung Wellenlänge der Grundschwingung des CMB Der Winkel unter dem wir diesen Massstab (erstes Maximum) sehen hängt von der Raumkrümmung ab! Dank der Relativitätstheorie können wir das ganz Universum ‘wägen’! Ballon Boomerang in 2000, WMAP Satellit in 2003 Der Inhalt des Universums CMB (WMAP) + Supernova + BAO, Version 2011: H0 = 68 ± 2 km/s/Mpc (Distanzleiter mit Hubble Teleskop) Ωm = 0.287 ± 0.015 (Galaxienverteilung) ΩΛ = 0.719 ± 0.014 (Raum flach, ΩK = -0.006 ± 0.006) age: 14.0 ± 0.3 Gyr (> Alter der ältesten Sterne) (Die Resultate sind konsistent, aber nicht modellunabhängig!) Dunkle Materie in Galaxien Der Schweizer (!) Fritz Zwicky realisierte in 1933 die Schwerkraft der sichtbaren Materie in einem Galaxienhaufen zu klein war, und der Haufen auseinderfliegen sollte! Aber alle dachten, er habe einen Fehler gemacht... In den 70er Jahren konnte man die Rotationskurve von Galaxien messen... ... und man fand eine flache Rotationskurve, was nicht mit der sichtbaren Materie erklärt werden konnte! Der Inhalt des Universums II Auch der CMB kann normale und dunkle Materie unterscheiden, und findet nur 5%! Dies ist konsistent mit Messungen der Zusammensetzung alter Galaxien und Modellrechnungen zur Entstehung der leichten Elemente! normale Materie: dunkle Materie: dunkle Energie: 5% 23% 72% 95% unbekannt! Wägen mit Licht Heute kann man Massen direkt mit Gravitationslinsen messen Beispiel: wo ist die Masse? Der „Bullet Cluster“: zwei kollidierende Galaxienhaufen heisses Gas (Grossteil der sichtbaren Materie) Sterne/Galaxien (kollidieren nicht) Gravitationslinsen-Effekt (Grossteil der Masse) Der Gravitationslinsen-Effekt misst direkt die ‘Verzerrung’ der Raumzeit durch die Dunkle Materie und die Dunkle Energie! Euclid Der Euclid-Satellit der ESA wird 2020 mit einer Soyuz Rakete von Kourou zum 2. Lagrangepunkt geschossen. • Teleskop: 1.2m Korsch, 3 Spiegel, f=24.5m • ‚Photos‘ im sichtbaren Licht (36 4kx4k CCDs) • NIR (Infrarot) Bilder und Spektren (‚slitless‘), 16 2kx2k HgCdTe Detektoren • Missionsdauer ca 6 Jahre, vielleicht mehr • Spektren von 50 Millionen Galaxien • Bilder und ‚photo-z‘ von 2 Milliarden Galaxien Das Euclid-Konsortium bringt über 1000 Wissenschaftler aus über 100 Institutionen und mindestens 14 Ländern zusammen! Die Schweiz ist (natürlich!) auch dabei. Euclid and Cousins Image quality zmed Median redshift 0.8 1.0 Area covered Wavelength coverage 0.2 Complementary data 4 (slide by Konrad Kuijken) 200 1500 5000 9000 20000 area Predicted performance of Euclid mission Euclid! Consortium! • Euclid sollte die die Masse des schwersten Neutrinos direkt messen können (vor den Teilchenphysikern!) • In Messungen der Dunklen Energie setzt man oft p = wρc2 um zu sehen ob w = -1, Euclid wird das genauer als 1% können. • (Aber eigentlich wollen wir mit Euclid andere Eigenschaften der Dunklen Energie messen!) ART Test Neutrinos Inflation γ m ν /eV fNL wp wa FoM Euclid primär (WL+GC) 0.010 0.027 5.5 0.015 0.150 430 Euclid alle Messungen 0.009 0.020 2.0 0.013 0.048 1540 Euclid+Planck 0.007 0.019 2.0 0.007 0.035 4020 Heute (2009) 0.200 0.580 100 0.100 1.500 ~10 30 30 50 >10 >40 >400 Parameter Verbesserung Instrument Overall WP Breakdown Ref: Euclid RB arXiv:1110.3193 Euclid AGUZ Dunkle Energie G :36 2012 October V19th Euclid! Consortium! Euclid Legacy and other surveys • A unique NIR facility: VISTA would cover the EuclidWide sky in 600 yrs and the Euclid-sky Deep in 70 yrs. • Billions of stars and galaxies – Euclid = SDSS @ 1<z<3 – Rare objects – High Res. imaging of extragalactic sky, – NIR: cool, obscured and high-z sources • Synergy: LSST, GAIA, eROSITA, Planck • Targets for other surveys • e-Euclid: exo-planets, SNs, Galaxy Target Euclid Before Euclid Galaxies at 1<z<3 with good mass estimates ~ 2x108 ~ 5x106 Massive galaxies (1<z<3) w/spectra ~ few x 103 ~ few tens Hα emitters/metal abundance in z~2-3 ~ 4x107 / 1x104 ~ 104/ ~102? Galaxies in massive clusters at z>1 ~ 2x104 ~ 103? Type 2 AGN (0.7<z<2) ~ 104 <103 Dwarf galaxies ~ 105 Teff ~400K Y dwarfs ~ few 102 <10 Strongly lensed galaxyscale lenses ~ 300,000 (5000 arcs in clusters) ~ 10-100 z > 8 QSOs ~ 30 None Ref: Euclid RB arXiv:1110.3193 Instrument Overall WP Breakdown Euclid AGUZ VG :37 October 19th 2012 Euclid : SDSS@ 1<z<3 Euclid! Consortium! M51 SDSS @ z=0.1 Euclid @ z=0.1 Euclid @ z=0.7 Euclid images of z~1 galaxies will have the same resolution as SDSS images at z~0.05 and be at least 3 magnitudes deeper. Instrument Overall WP Breakdown VG :38 Euclid AGUZ October 19th 2012 die Dunkle Seite Das Standardmodell der Kosmologie scheint sehr gut zu funktionieren, aber es hat seine dunkle Seite: 95% des Universums sind nicht so wie unsere Welt hier auf der Erde Wir wissen, es gibt Dinge die wir wissen Wir wissen auch, es gibt Dinge die wir nicht wissen Aber es gibt auch Dinge von denen wir nicht wissen dass wir sie nicht wissen Donald Rumsfeld, 2002
