Powerpoint - Universität Wien

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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
4p
=
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
r
0
1
2
3
4
normiert auf Radius = 1, v(Rand) = 1
5
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
DT
-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/
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