Dunkle Materie – Dunkle Energie

Dunkle Materie – Dunkle Energie
liche Separation von baryonischer Materie und dunkler Materie nachzuweisen. Bei der Zur Zeit stammt nur ca. 4% der Gesamtdichte Kollision zweier Galaxie­Cluster wurde das im Röntgenbereich leuchtende Gas, das den des Universum von baryonischer Materie. Haupanteil der Cluster­Masse stellt, Der Rest besteht aus Dunkler Materie und abgebremst. Galaxien und dunkle Materie Dunkler Energie.
allerdings nicht, was dadurch gezeigt wurde, Dunkle Materie wechselwirkt nicht über die dass das Zentrum der Gravitationslinse vom elektromagnetische und starke WW, kann räumlich vom leuchtenden Gas getrennt war.
also nur sehr schwer nachgewiesen werden, und macht ca. 22% der Energiedichte des 2.2 Dunkle Energie
Universums aus. Dunkle Energie wurde eingeführt um eine beschleunigte Expansion des Universums zu Eine beschleunigte Expansion des erklären. Sie wirkt anti­gravitativ und macht ca. Universums wurde erstmals durch die Messung der relativen Helligkeit von Typ 74 % der Gesamtdichte des Universums aus.
1. Einführung
2. Indizien
2.1. Dunkle Materie
Inzwischen gibt es zahlreiche Hinweise auf die Existenz dunkler Materie.
Als erster postulierte Fritz Zwicky 1933 die Existenz nicht­leuchtender Materie, als er mit Hilfe des Virial­Theorems die durchnittliche Galaxienmasse einer Galaxie im Coma­Cluster abschätzte, und mit der durchschnittlichen gemessenen Leuchtkraft verglich. Es ergab sich ein Verhältnis von Masse zu Leuchtkraft von Υ~500. Normal sind Werte von Υ~1..7.
Einen weiteren Hinweis lieferte Vera Rubin ca. 1970 als sie Rotationskurven von Spiralgalxien vermaß. Nach Kepler wird
1
SN1a­Supernovae nachgewiesen. Diese sind Standardkerzen, die mit einer absoluten Helligkeit von M ~ ­19,5 leuchten. Mit Hilfe deren Rotverschiebung und dem Hubble'schen Gesetz konnte der Abstand von der Erde bestimmt werden: v=H 0 d
z=z v  Weit entfernte Supernovae sind allerdings dunkler als erwartet, was darauf hindeutet, das das Universum schneller expandiert als wir es erwartet haben. Erklärt werden kann das nur durch die Einführung eines Zusaztterms in den Friedmann­Gleichungen, der einen nega­
tiven Druck ausübt, die Dunkle Energie.
3. Das Gesamtbild
3.1 Die Dichte des Universums und die v rot ∝  r erwartet. Gemessen wurden aber Friedmann­Gleichungen
annähernd konstante Rotationsgeschwindig­
keiten. Erklärt wird das heutzutage mit einem Aus den Friedmann­Gleichungen:
2
2
annähernd kugelförmigen Halo dunkler Materie ȧ kc  8G
− =

um die Galaxie herum, der die gemessene 2
3
3
a
Geschwindigkeitsverteilung rechtfertigt.
2
2
Zudem ist es 2006 erstmals gelungen mit Hilfe des Gravitationslinsen­Effekts eine räum­
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2
ä ȧ kc
8 G

−=− 2 p
2
a
a
c
lässt sich folgende Beziehung für die Cristian Gohn­Kreuz, 12.01.2007
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Gesamtdichte des Universums herleiten:
0=1−k ,0=Str ,0 B ,0 DM ,0  ,0
mit: 0 = Dichteparameter d. Gesamtdichte
k ,0 = Krümmungsterm
Str ,0 = Dichtepar. d. Strahlungsdichte
B ,0 = Dichtepar. baryonischer Materie
DM ,0 = Dichtepar. dunkler Materie
,0 = Dichtepar. dunkler Energie
Die Dichteparameter sind wie folgt definiert:
X
X ,0 = 
der Wellenlänge des damaligen akustischen Horizonts (weiter konnten die Schwingungen zu der Zeit nicht vorgedrungen sein), wodurch sich Aussagen über die Krümmung des Raumes machen lassen. Da sich die Größe dieses Horizonts abschätzen lässt und die Strecke, die das Licht des CMB bis zu uns zurückgelegt hat, bekannt ist, kann man den Winkel unter dem der erste Peak im Power­Spektrum auftaucht unter Annahme einer bestimmten Raumkrümmung berechnen. Ein Vergleich mit der Messung zeigt, dass das Universum annähernd flach ist, d.h. 0≈1 .
,
Das Verhältnis von Peak 1 zu Peak 2 d.h. im Falle eines flachen Universums (k=0) ist bestimmt die Baryonendichte B ,0 .  ges= crit , bzw. 0=1
Aus dem dritten Peak lassen sich Aussagen über die Dichte dunkler Materie DM ,0 3.2. Die kosmische Hintergrundstrahlung
treffen. crit
Die oben eingeführten Parameter lassen sich aus Beobachtungen der kosmischen 3.3. Kombination von CMB und SN1a Daten
Hintergrundstrahlung (CMB) bestimmen.
Aus dem CMB Power­Spektrum ist bekannt:
Das Spektrum der CMB entspricht einer  =1 1
M
perfekten Schwarzkörperstrahlung mit der Die Beschleunigung eines Körpers im Temperatur T ~ 2,725 ± 0,001 K. Über das Universum berechnet sich nach:
Stefan­Boltzmann­Gesetz lässt sich die a tot =−∣a M∣a
Energiedichte ϵStr der CMB­Strahlung be­
Was wiederum ein Einschränkung von M und rechnen und damit  nach sich zieht:
Str
−5
≈4,76⋅10
Str ,0=
2
2 
 = M
 crit c
Die freien Parameter dieser Gleichung lassen bestimmen. D.h. Str ,0 ist vernachlässigbar sich aus den SN1a Daten gewinnen.
klein.
Der Schnittpunkt der beiden Geraden (1) Die CMB weist unter kleinem Winkel und (2) bestimmt damit M und  .
(Θ~1°) räumliche
Anisotropien auf. Die Anisotropien lassen sich auf akustische Oszillationen zur Entstehungszeit des CMB zurückführen. Das macht einen Fit an das Korrelationsspektrum dieser Anisotropien (Power­Spektrum) sehr empfindlich auf die Parameter k , B und DM .
Der erste Peak entspricht einer Oszillation mit Seite 2
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3.4. Ergebnisse
4.2. Dunkle Energie
Insgesamt ergeben sich folgende Werte:
Die Natur der Dunklen Energie ist momentan vollkommen unbekannt. Bekannt ist nur, dass 0,016
0=1,010−0,009
sie räumlich sehr homogen verteilt sein muss, k ,0=−0,0100,016
eine geringe Dichte besitzt und der Gravitation −0,009
im Universum entgegenwirken muss. Str ,0≈4,76⋅10−5
Im Gespräch sind zwei Modelle. Zum einen die B ,0 =0,041±0,002
kosmologische Konstante, die die Dunkle DM ,0 =0,193±0,035
Energie als räumlich und zeitlich konstant ,0 =0,766±0,035
beschreibt.
Zum anderen die sogenannte Quintessenz, die die Dunkle Energie als ein skalares Feld 4. Kandidaten
beschreibt, das örtlich und zeitlich variieren kann.
4.1. Dunkle Materie
Bis jetzt wurde keine Beobachtung gemacht, Dunkle Mateie in Form baryonischer nicht­ die nicht mit einer kosmologischen Konstante leuchtender Materie scheidet aus, da diese erklärt werden könnte, deshalb ist das das bereits in B ,0 enthalten ist. Damit muss momentan favorisierte Modell.
Dunkle Materie nicht­baryonischen Ur­
sprungs sein.
Dunkle Materie wird eingeteilt in heiße, warme und kalte Dunkle Materie. Heiße Dunkle Materie ist hochrelativistisch, warme mäßig relativistisch und kalte Dunkle Materie nicht­relativistisch zur Zeit der Materie­
Dominanz im Universum. Heiße und warme dunkle Materie werden momentan ausgeschlossen, da sie nicht mit der derzeitigen Erlärung der CMB Anisotropien und Galaxienbildung vereinbar sind.
Kalte Dunkle Materie liefert eine gute Erklärung für beide Phänomene. Momentan aussichtsreicher Kandidat ist ein WIMP (Weakly Interacting Massive Particle), nämlich das leichteste stabile Teilchen (LSP), das in der Supersymmetrie vorhergesagt wird. Messungen des
γ­Untergrunds der Milchstrasse bestätigen nämlich die in der Supersymmetrie vorhergesagte Form des Annihilatoins­Spektrums für diese Teilchen.
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