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ExpansionDunkle-Energie

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Presentation Transcript


    1. 1 Expansion+Dunkle-Energie.ppt AC-Rathaus, 2. Februar 2006 J. Jersk, Theoretische Physik, RWTH Aachen Das ist nicht der AnfangDas ist nicht der Anfang

    2. 2 Expansion des Universums und dunkle Energie AnfangAnfang

    3. 3 Geschichte des Universums Aus Dorn-Bader Schulbuch, S.359

    4. 4 Geschichte der Expansionsforschung Bekannt seit 1920-er (erst nach ART 1915) Theorie der Expansion mit ART: De Sitter (Niederlande), Friedmann (Russland), Lematre (Belgien, L'Hypothse de l'Atome Primitif ), Erste Beobachtung: Rotverschiebung naher Galaxien wchst mit Abstand Evidenz fr die Expansion: Hubble (USA) Ab 1995: Beobachtungen weit entfernter Galaxien Evidenz fr eine beschleunigte Expansion

    5. 5 Millikan, Lematre, Einstein

    6. 6 Geschichte der Expansion Bekannt seit 1920-er (erst nach ART 1915) Theorie der Expansion mit ART: De Sitter (Niederlande), Friedmann (Russland), Lematre (Belgien, L'Hypothse de l'Atome Primitif ), Erste Beobachtung: Rotverschiebung naher Galaxien wchst mit Abstand Evidenz fr die Expansion: Hubble (USA) Ab 1995: Beobachtungen weit entfernter Galaxien Evidenz fr eine beschleunigte Expansion

    7. 7 Verstndnis der Expansion 1920-1990-er: einfache Erklrungen der Expansion ohne ART (bombenartige Explosion in starrem Raum mit Newtonscher Mechanik, SRT, Doppler-Effekt, Energieerhaltung, etc.) nicht anwendbar bei grossen Abstnden Heute: konsequent ART + dunkle Energie Beides gegrndet von Einstein

    8. 8 Universum auf kosmologischen Zeitskalen (Giga) 1 Gy = 1 000 000 000 y = Milliarde Jahre Sonnensystem 4,5 Gy Unsere Galaxie 10 Gy Universum seit dem Urknall t0 = 14 Gy Kosmische Hintergrundstrahlung (CMB) 400 000 y = 0,000 4 Gy Urknall (Big Bang) t = 0

    9. 9 Universum auf kosmologischen Lngenskalen (Giga) 1 Gly = 1 000 000 000 ly = 1 Milliarde Lichtjahre Galaxien 0,000 1 Gly Galaxienhaufen 0,001 Gly Gleichmssige Materieverteilung (keine Strukturen) ab 1 Gly Beobachtbares Universum (Radius) 46 Gly

    10. 10 Dunkle Materie im Halo um eine Galaxie Dunkle Masse 10x sichtbare Masse Artists view D.B.Cline, SciAm March 03

    11. 11 Verteilung der Galaxien ber den ganzen Himmel

    12. 12 Kosmische Hintergrundsstrahlung (CMB) aus allen Himmelsrichtungen mit Temperatur T0 = 2,7..K Temperaturschwankungen nur sehr fein 0,000 02 K (WMAP Satelit)

    13. 13 W. Hu, http://background.uchicago.edu/%7ewhu/beginners/introduction.html

    14. 14 (Gleichmssige Materieverteilung)

    15. 15 Beobachtung der Supernovae zeigt die Expansion auch auf grssten Abstnden

    16. 16 Das Universum ist gleich und expandiert auf allen Entfernungsskalen Fr das heutige Verstndnis wird die allgemeine Relativittstheorie (ART) . verwendet Achtung!!!...!!! Die spezielle Relativittstheorie (SRT) ist auf kosmologischen Entfernungen . NICHT anwendbar!

    17. 17 SRT, Schwarze Lcher, Expansion Eigenschaften des Raumes in der ART

    18. 18 Kosmische Zeit t gltig in ganzem Universum ART => Kein Inertialsystem dafr notwendig Weil das Universum berall gleich ist, ist es auch berall gleich alt Universumsalter t Wird durch die Expansionsbewegung wie durch eine Sanduhr definiert Heute: t = t0 ( = 14 Gy)

    19. 19 Kosmischer Abstand D(t) Alle Richtungen gleichwertig Es gengt nur den Abstand D(t) zwischen Paaren von entfernten Galaxien in beliebiger Richtung zu betrachten Demo von 1-dim ART-Raum Gummiband

    20. 20 APOD

    21. 21 Der Raum expandiert, aber bleibt lokal immer gleich. Galaxien entfernen sich voneinander, aber sie ruhen im Raum und expandieren nicht.

    22. 22 2-dim Modell der Expansion C.H.Lineweaver and T.M.Davis, Scientific American, March 2005

    23. 23 Luftballon- Oberflche als 2-dim Modell des Universums

    24. 24 Abstand zwischen Galaxien wchst,weil der Raum dazwischen expandiert

    25. 25 Was ist die Expansion: Expansion = Dehnung des . Raumes selbst Deshalb entfernen sich Galaxien voneinander Recessionsgeschwindigkeit v . der ruhenden Galaxien ist nicht eine mechanische Bewegung der Galaxien durch den Raum!

    26. 26 Das Hubble-Gesetz (in einer modernen Form) Recessionsgeschwindigkeit v der Galaxien ist rigoros proportional ihrem Abstand D

    27. 27 H(t) D(t) = v = c DH(t) = c/H(t) Fr D(t) > DH(t) ist v(t) > c !!!

    28. 28 Es ist kein Wiederspruch zur SRT Expansion bertrgt kein Signal SRT gilt an jedem Ort . = lokal (in jeder Galaxie) Lokal ist die Lichtgeschwindigkeit immer c Lokal ist c die Grenzgeschwindigkeit Bei grossen Abstnden ist die SRT nicht anwendbar

    29. 29 Kosmologische Rotverschiebung z

    30. 30 Der Abstand zwischen Wellenkmmen des Lichtes wchst

    31. 31 Kosmologische Rotverschiebung z Expansion der Wellenlnge ? des Lichtes whrend des Fluges durch den expandierenden Raum Hat nichts zu tun mit dem Bewegungszustand der Quelle . => kein Dopplereffekt!

    32. 32 Typische beobachtete Werte von z Erste Beobachtungen von Hubble 1929 D < 0,04 Gly z < 0.0003 Galaxien auf dem Hubble-Abstand D = DH = 14 Glyr v = c z = 1.5 Quasare bis z 6.4 CMB Quelle: v= 3c z = 1090

    33. 33 Universum auf kosmologischen Geschwindigkeitsskalen c = 300 000 km/s Mechanische Geschwindigkeiten durch den Raum: Erde um Sonne 0,0001c Typische Galaxienbewegung 0,003c Grosse Recessionsgeschwindigkeiten: Galaxien mit z > 1,5 (> tausend beobachtet!) > c Quelle der CMB heute (z = 1090) 3c Quelle der CMB damals 50c

    34. 34 Kosmische Skala a(t) Abstand normiert auf den heutigen Alle Lngenskalen in der Kosmologie sind proportional zu der kosmischen Skala

    35. 35 a(t) beschreibt die Expansion a(t0) = 1 D(t0) heute a(t) = 2 D(t) = 2D(t0) a(t) = 1/1000 D(t) = D(t0)/1000

    36. 36 Wie schnell expandiert das Universum? Hubble-Gesetz: v(t) = H(t) D(t) H(t) gross schnellere Expansion H(t) klein langsamere Expansion H(t) = ? <=> a(t) = ?

    37. 37 Empirische Eigenschaften des H(t): H(t) ist t-abhngig Nach dem Urknall nimmt fr lange Zeit ab H(t) ~ 1/t => verlangsamte Expansion Seit ein paar Gy H(t) const => beschleunigte Expansion Der heutige Wert (Hubble-Konstante): . H(t0) = 70 km/s Mpc (1Mpc = 3 000 000 ly)

    38. 38 Qualitative Beschreibung der Expansionsbeschleunigung:

    39. 39 A. Friedmann

    40. 40 THEORIE der Expansion Gleichungen der Einsteinschen ART . (Friedmann-Lematre Gleichungen ohne Druckterm)

    41. 41 Wirkung der Materie Negativer Beitrag zur Beschleunigung Bremst die Expansion Knnte sogar zur Schrumpfung fhren Die Dichte nimmt bei der Expansion ab:

    42. 42 Kosmologische Konstante ? Positiver Beitrag zur Beschleunigung der Expansion Bleibt konstant mit t Von Einstein 1917 eingefhrt zur Kompensation des negativen Materiebeitrags, um ein statisches Universum zu erreichen Nach der Endeckung der Expansion von Einstein bedauert: biggest blunder of my life (? Eselei!) Die zweitgrsste Entdeckung von Einstein (nach ART)?

    43. 43 Willem de Sitter

    44. 44 De Sitter Universum Universum ohne Materie, nur mit ? De Sitter 1917:

    45. 45 Entdeckung der letzten 10 Jahre: Supernovae-Beobachtungen => Die Expansion beschleunigt sich!

    46. 46 Was bewirkt die Beschleunigung? Naturkonstante = kosmologische Konstante ? la Einstein? Energie des Vakuums (Quanteneffekt)? Zu erwarten, aber Theoretiker knnen sie nicht berechnen Quintessenz? Ein neues Feld ?(t)? Vorschlag von Ch. Wetterich (Heidelberg) u.A.

    47. 47 Ch. Wetterich

    48. 48 Naturkonstante ?, Vakuumenergie, Quintessenz, ??? Kosmologen brauchen irgendetwas davon: DUNKLE ENERGIE Niemand weiss, was das ist, weil es durchsichtig (unbeobachtbar) ist! - Spannung des leeren Raumes (negativer Druck) - Eine ganz neue Kategorie?

    49. 49 Energie im heutigen Universum 73% dunkle Energie dominiert 4% bekannte Materie Atome (Sterne, H-Gas, wir) 23% unbekannte Materie (dunkle Materie) Materie bremst, dunkle Energie beschleunigt die Expansion

    50. 50 Zukunft des Universums?

    51. 51 Perspektiven Cosmologists are often wrong, but never in doubt . L.D. Landau Ich bin kein Kosmologe Ist das heutige Verstndnis der Expansion schon richtig? Bleibt diese bizarre dunkle Energie und was ist sie? Neue berraschungen mglich

    52. 52 Eine weit entfernte Supernova

    53. 53 Evidenz fr beschleunigte Expansion

    54. 54 Riess et al. 2004

    55. 55 v-z Abhngigkeit

    56. 56 Warum ist das beobachtbare Universum grsser als ct0 = 14 Gly? Weil der Raum selbst wchst (Engl.:billion = Deutsch: Milliarde)

    57. 57 Dorn-Bader Schulbuch S.357

    58. 58 z-a(t) Beziehung t Zeit der Emission (t < t0) 1+z misst die Expansion des Universums zwischen den Zeiten t und t0 Z > 0 ist die Evidenz fr die Expansion

    59. 59 Lichtsignal in unserer Richtung hinter DH(t) Entfernt sich von uns weil Recession: Lokale Lichtgsignal- geschwindigkeit Gesamt-geschwindigkeit

    60. 60 DH(t) = c/H(t) wchst mit t

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