die urknallthe orie einleitung was besagt die theorie? wodurch wird sie gestützt? kritikpunkte 1...
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1
ldquoIn the beginning the Universe was created This has made a lot of people very angry and been widely regarded as a bad moverdquo
The Hitch Hikers Guide to the Galaxymdash Douglas Adams (1952-2001) British writer
ldquoIn the beginning the Universe was created This has made a lot of people very angry and been widely regarded as a bad moverdquo
The Hitch Hikers Guide to the Galaxymdash Douglas Adams (1952-2001) British writer
Kosmologie Versuch eines Kosmologie Versuch eines UumlberblicksUumlberblicks
Kosmologie Versuch eines Kosmologie Versuch eines UumlberblicksUumlberblicks
PART IPART I
2
Vom Urknall bis
3
Die 4 Ecksteine der KosmologieDie 4 Ecksteine der Kosmologie
bull Expansion des Universumsbull Universum begann mit einem BIG BANG vor ca 137 Milliarden Jahrenbull Das Universum expandiertbull Das Universum ist auf groszligen Laumlngen isotrop und homogen
bull Ursprung der kosmischen Hintergrundstrahlung (CMB) bull Die CMB ist der Uumlberrest des heiszligen Urknallsbull Die letzte Streuflaumlche stellt die letzte WW von Strahlung und Materie darbull Die Strahlungstemperatur des CMB entwickelte sich von 3000K nach 27K
bull Nukleosynthese der leichten Elemente bull Kernbausteine verschmelzen in den ersten drei Minuten zu den leichten Kernen Wasserstoff und Heliumbull Das Urknall-Modell sagt korrekt das Verhaumlltnis von Wasserstoff zu Helium voraus ~25
bullEntstehung von Galaxien und Galaxienhaufen bull Strukturentstehung beginnt nach der Entkopplung von Materie und Strahlung bull Das Urknall-Modell stellt den Rahmen dar in dem sich die Strukturentstehung verstehen laumlsst
4
Die Geschichte des UniversumsDie Geschichte des Universumst=0T=infin
Atoms
Matt
er
Clu
mpin
gHe
-
+
q-
q+Wplusmn
Zo
InitialSingularity
Form
ati
on o
f Sola
r Sys
tem
and B
irth
of
Life
1010yrs273K
Epoch
of
Gala
xy F
orm
ati
on
109yrs30K
Firs
t Sta
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nd G
ala
xies
(re-ioniz
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107yrs300K
Epoch
of
Reco
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Prim
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rati
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Hadro
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roto
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-
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on
10-6s1013K
E-W
Phase
Tra
nsi
tion
10-12s1015K
Inflation
10-35s1027K
Planck
Tim
e
10-43s1031K
5
Die Geschichte des UniversumsDie Geschichte des UniversumsEpochen
Epoch Time To(K) (kgm3)
Big Bang 0 Birth of the Universe
Planck Era lt10-43s gt1031 gt1097 String Theory Quantum Cosmology
Inflation Era lt10-35s gt1027 Symmetry Breaking -gt Exponential Expansion
Quark Era lt10-23s gt1022 gt1058 Free Quarks in Thermal Equilibrium
Hadron Era lt10-4s gt1012 gt1017 Matter Anti Matter Asymmetry
Lepton Era lt100s gt1010 gt108 Rapid Expansioncooling (leptonsphotons equilibrium)
Radiation Era lt106yr gt3000 gt10-19 Nucleosynthesis Decoupling
Matter Era gt106yr lt3000 lt10-19 Structure Formation first galaxies
Acceleration Era present 3 lt10-27 Acceleration phase of the Universe
6
Die Planckwelt und die anfaumlngliche Die Planckwelt und die anfaumlngliche SingularitaumltSingularitaumltAm Anfanghelliphellip
Planck Aumlra = 0 - 10-43 s nach dem Urknall
Zeit laumluft ruumlckwaumlrts
t 0
R 0
T
Anfangssingularitaumlt ndash Der Anfang
bull tlt10-43s bekannt als die Planckaumlrabull Quanteneffekte werden wichtigbull Einsteinrsquos Theorie der Gravitation bricht zusammen
Planckzeit wird uumlber die Unbestimmtheitsrelation definiert
Et mpc2tp p (ctp )3c 2tp
c 5tp4
Gtp2
Mit der Planckzeit tp
bull Planck Laumlnge lp ctp
bull Planck Dichte p 1Gtp2
bull Planck Masse mp p
lp3
tp G
c 5
1 2
10 43 s lp G
c 3
1 2
17x10 35 m p c 5
G21096 kgm 3
mp c
G
1 2
25x10 8 kg EP mpc2
c 5
G
1 2
1019GeV TP EP
kB
c 5
kB2G
1 2
1032K
7
Planck Aumlra Aumlra der Quantengravitation
Gravitation (Einstein)
Schwarzschildradius (Ereignishorizont)
Quantenmechanik
Unschaumlrferelation
2c
Gml Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
mc
hc
sc
Gt
mc
Ghl
kgG
cm
Planck
Planck
Planck
445
323
8
10395
10621
10182
9
10
GUT Aumlra
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 10-43 s
Existenz von MaterieBaryonenasymmetrie
11
Elektroschwache Aumlra
Es entstand das noch heute bestehende Verhaumlltnis
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
- Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
910)(
)( PhotonenAnzahl
QuarksAnzahl
Ab 10-34 s
12
Leptonen Aumlra
Quarks aus dem Quark-Gluon-Plasma bilden Baryonen und Mesonen
Antimaterie verschwunden
Neutrinos entkoppeln
Neutronen-Protonen-Verhaumlltnis 17 entsteht
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 10-10 s
13
Photonen Aumlra
Es ist heiszlig genug damit durch Fusion leichte Kerne entstehen koumlnnen aber nicht mehr heiszlig genug dass die Photonen diesen Prozess ruumlckgaumlngig machen koumlnnten
Deuterium Helium Lithium (Kerne) entstehen
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 102 s
14
Universum wird transparent
Die Kerne koumlnnen Elektronen an sich binden
Keine Streuung von Photonen an freien Elektronen
Universum wird bdquodurchsichtigldquo
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 300000 a
15
Galaxien und Sterne entstehen
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 1 Mrd a
16
Wodurch wird sie gestuumltzt
Expansion des Universums
Hintergrundstrahlung
Haumlufigkeit der Elemente
Altersverteilung der Sterne
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
17
Expansion des Universums
Hubble (1929) v = H0 rEinleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
18
Expansion des Universums
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
19
Hintergrundstrahlung
Entstanden durch haumlufige Streuung der Photonen an Elektronen in der Photonen-Aumlra
1948 vorhergesagt
1964 zufaumlllig gemessen (1978 Nobelpreis)
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Schwarzkoumlrperspektrum
20
Hintergrundstrahlung
Sehr isotrop jedoch geringe Anisotropie mit besser werdenden Messgeraumlten festgestellt (WMAP)
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Informationen uumlber Dichteschwankungen
21
Hintergrundstrahlung
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Nur uumlber Urknallmodel erklaumlrbar
Hintergrundstrahlung und deren Spektrum
22
Haumlufigkeit der (leichten) Elemente
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Verhaumlltnis NnNp asymp 17 (aus Leptonen Aumlra)
Alle Neutronen in He =gt Rest an Protonen fuumlr Wasserstoff
Nuklidkarte keine Kerne mit 5 oder 8 Nukleonen die dazwischen groszligteils instabil
Wasserstoff
Helium
schwerer
Verteilung der baryonischen Materie
23
Haumlufigkeit der (leichten) Elemente
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
n 106 min
1H 2H 3H 123 a
3He 4He6He808ms
8He122 ms
6Li 7Li8Li842 ms
9Li178 ms
7Be533 d
9Be10Be16106 a
11Be 138 s
8B770 ms
10B 11B 12B203 ms
9C127 ms
10C193 s
11C 203 min
12C 13C
n 106 min
1H 2H 3H 123 a
3He 4He6He808ms
8He122 ms
6Li 7Li8Li842 ms
9Li178 ms
7Be533 d
9Be10Be16106 a
11Be 138 s
8B770 ms
10B 11B 12B203 ms
9C127 ms
10C193 s
11C 203 min
12C 13C
N
Z
0 1 2 3 4 5 6 7
24
Altersverteilung der Sterne
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
S Skalenfaktor
Ω0 Dichteparameter
25
Probleme
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
bull Dunkle Materie
bull Inflation
Dunkle Materie Energie
Inflation
Felder mit abstoszligender Gravitation noumltig bislang nicht gefunden
26
Skalenfaktor
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Um von der Expansion unabhaumlngige Koordinaten zu haben fuumlhrt man den Skalenfaktor S(t) einDieser gibt somit auch die Groumlszligenentwicklung des Universums wieder
27
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
28
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
29
Was wird beobachtet
30
Der Himmel im Radio- und Infrarotbereich
31
Wie entstehen die Schwankungen
32
1 DM und Akustische Wellen
Verdichtungen von leuchtender Materie
Akustische Wellen
Gravitationswellen
verursachen
Strahlungsdruckverhindert
Verdichtungen vonDunkler Materie
stabilisieren
Temperatur-schwankungen
Strukturen wie Sterne und Galaxien
Sichtbar in CMB
Staumlrkstes Argument fuumlr die Anwesenheit von DM
33
1 Computersimulation bdquoMillennium Runldquo
Normale Materie
Dunkle Materie
MPI Astrophysik
34
Das expandierende Universum im Computer
35
Noch eine Simulation
36
Was kann man aus den Schwankungen uumlber die Kruumlmmung
des Raumes lernen
37
Informationen aus der Hintergrundstrahlung
38
1 Charakterisierung
Dunkle Materie
bull Keine Wechselwirkung mit Strahlung
bull Gravitationswirkung
39
1 Indizien
Indizien fuumlr Dunkle Materie
bull Rotationskurven Galaxienbull Galaxienhaufenbull Strukturbildung im Universum
40
1 Rotationskurven
Annahmen
bull Masse im Zentrum konzentriertbull Sterne bewegen sich auf Kreisbahnen
Newton Mechanik
Kreisbahnen Gravitationskraft = Zentrifugalkraft
Peripherie (M = const ) Zentralbereich (= const )
Gleiche Ergebnis bei relativistischer Rechnung
constM Gesamtmasse innerhalb der Bahn
41
1 Rotationskurven
Rotationskurve Galaxie Rotationskurve Sonnensystem
42
1 Ergebnisse der Messung
Vorhersage Peripherie
Masse nicht im Zentrum konzentriert
Beobachtungen der Leuchtkraftverteilung
in Kepler
43
Rotationskurven
Rotationskurven versch Galaxien
44
Halo aus Dunkler Materie
Halo
Typische Durchmesser
Galaxie
~ 10 kpc ~ 100 kpc
Modell
Galaxie von einem kugelfoumlrmigen DM-Halo stabilisiert
45
Nachweis DM in Clustern
Nicht verzerrte Galaxie Isodense (DM)
Gravitationslinsen bei Abell 2218
Goe
ke
Uni
Boc
hum
46
2 Kandidaten fuumlr Dunkle Materie
bull Baryonische Materie (3 Quarks)
bull Nicht-Baryonische Materie
zwei groszlige Klassen
47
2 Baryonische Materie
bull Gas und Staub
bull Asteroiden Meteoriten und Planeten
bull braune Zwerge
bull weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
bull Schwarze Loumlcher
Baryonische Kandidaten fuumlr DM
48
2 Gas
Heiszliges Gas emittiert Strahlung
Kaltes Gas
- waumlre in Galaxien und Galaxienhaufen sichtbar
bull absorbiert EM-Strahlung
- als DM nur in groszligen Zwischenraumlumen zwischen den Galaxienhaufen
Intergalaktisches Gas 36 ges
49
2 Staub Asteroiden und Meteoriten
Staubwolken
bull streuen das Licht von Sternenim Infraroten sichtbar
Adlernebel
Hale-Bopp
Asteroiden und Meteoritenbull schwere Elemente
im Vergleich zu H zu selten
Zur Loumlsung des Problems waumlre mehr Staub noumltig als beobachtet
50
2 Schwarze Loumlcher
bull extreme Masse 10MSlt M lt 106MS
bull sehr groszlige Schwerkraftbull leuchten gar nichtbull Vermutung
Im Zentrum von Galaxienmit M gt 100MS BH (Simulation)
Massive Schwarze Loumlcher
Keine Erklaumlrung der Rotationskurven ndash muumlssten im Halo sein
51
2 MACHOs
bull Planeten
bull Braune Zwerge
bull Weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
2
Vom Urknall bis
3
Die 4 Ecksteine der KosmologieDie 4 Ecksteine der Kosmologie
bull Expansion des Universumsbull Universum begann mit einem BIG BANG vor ca 137 Milliarden Jahrenbull Das Universum expandiertbull Das Universum ist auf groszligen Laumlngen isotrop und homogen
bull Ursprung der kosmischen Hintergrundstrahlung (CMB) bull Die CMB ist der Uumlberrest des heiszligen Urknallsbull Die letzte Streuflaumlche stellt die letzte WW von Strahlung und Materie darbull Die Strahlungstemperatur des CMB entwickelte sich von 3000K nach 27K
bull Nukleosynthese der leichten Elemente bull Kernbausteine verschmelzen in den ersten drei Minuten zu den leichten Kernen Wasserstoff und Heliumbull Das Urknall-Modell sagt korrekt das Verhaumlltnis von Wasserstoff zu Helium voraus ~25
bullEntstehung von Galaxien und Galaxienhaufen bull Strukturentstehung beginnt nach der Entkopplung von Materie und Strahlung bull Das Urknall-Modell stellt den Rahmen dar in dem sich die Strukturentstehung verstehen laumlsst
4
Die Geschichte des UniversumsDie Geschichte des Universumst=0T=infin
Atoms
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10-35s1027K
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5
Die Geschichte des UniversumsDie Geschichte des UniversumsEpochen
Epoch Time To(K) (kgm3)
Big Bang 0 Birth of the Universe
Planck Era lt10-43s gt1031 gt1097 String Theory Quantum Cosmology
Inflation Era lt10-35s gt1027 Symmetry Breaking -gt Exponential Expansion
Quark Era lt10-23s gt1022 gt1058 Free Quarks in Thermal Equilibrium
Hadron Era lt10-4s gt1012 gt1017 Matter Anti Matter Asymmetry
Lepton Era lt100s gt1010 gt108 Rapid Expansioncooling (leptonsphotons equilibrium)
Radiation Era lt106yr gt3000 gt10-19 Nucleosynthesis Decoupling
Matter Era gt106yr lt3000 lt10-19 Structure Formation first galaxies
Acceleration Era present 3 lt10-27 Acceleration phase of the Universe
6
Die Planckwelt und die anfaumlngliche Die Planckwelt und die anfaumlngliche SingularitaumltSingularitaumltAm Anfanghelliphellip
Planck Aumlra = 0 - 10-43 s nach dem Urknall
Zeit laumluft ruumlckwaumlrts
t 0
R 0
T
Anfangssingularitaumlt ndash Der Anfang
bull tlt10-43s bekannt als die Planckaumlrabull Quanteneffekte werden wichtigbull Einsteinrsquos Theorie der Gravitation bricht zusammen
Planckzeit wird uumlber die Unbestimmtheitsrelation definiert
Et mpc2tp p (ctp )3c 2tp
c 5tp4
Gtp2
Mit der Planckzeit tp
bull Planck Laumlnge lp ctp
bull Planck Dichte p 1Gtp2
bull Planck Masse mp p
lp3
tp G
c 5
1 2
10 43 s lp G
c 3
1 2
17x10 35 m p c 5
G21096 kgm 3
mp c
G
1 2
25x10 8 kg EP mpc2
c 5
G
1 2
1019GeV TP EP
kB
c 5
kB2G
1 2
1032K
7
Planck Aumlra Aumlra der Quantengravitation
Gravitation (Einstein)
Schwarzschildradius (Ereignishorizont)
Quantenmechanik
Unschaumlrferelation
2c
Gml Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
mc
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8
10395
10621
10182
9
10
GUT Aumlra
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 10-43 s
Existenz von MaterieBaryonenasymmetrie
11
Elektroschwache Aumlra
Es entstand das noch heute bestehende Verhaumlltnis
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
- Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
910)(
)( PhotonenAnzahl
QuarksAnzahl
Ab 10-34 s
12
Leptonen Aumlra
Quarks aus dem Quark-Gluon-Plasma bilden Baryonen und Mesonen
Antimaterie verschwunden
Neutrinos entkoppeln
Neutronen-Protonen-Verhaumlltnis 17 entsteht
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 10-10 s
13
Photonen Aumlra
Es ist heiszlig genug damit durch Fusion leichte Kerne entstehen koumlnnen aber nicht mehr heiszlig genug dass die Photonen diesen Prozess ruumlckgaumlngig machen koumlnnten
Deuterium Helium Lithium (Kerne) entstehen
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 102 s
14
Universum wird transparent
Die Kerne koumlnnen Elektronen an sich binden
Keine Streuung von Photonen an freien Elektronen
Universum wird bdquodurchsichtigldquo
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 300000 a
15
Galaxien und Sterne entstehen
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 1 Mrd a
16
Wodurch wird sie gestuumltzt
Expansion des Universums
Hintergrundstrahlung
Haumlufigkeit der Elemente
Altersverteilung der Sterne
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
17
Expansion des Universums
Hubble (1929) v = H0 rEinleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
18
Expansion des Universums
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
19
Hintergrundstrahlung
Entstanden durch haumlufige Streuung der Photonen an Elektronen in der Photonen-Aumlra
1948 vorhergesagt
1964 zufaumlllig gemessen (1978 Nobelpreis)
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Schwarzkoumlrperspektrum
20
Hintergrundstrahlung
Sehr isotrop jedoch geringe Anisotropie mit besser werdenden Messgeraumlten festgestellt (WMAP)
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Informationen uumlber Dichteschwankungen
21
Hintergrundstrahlung
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Nur uumlber Urknallmodel erklaumlrbar
Hintergrundstrahlung und deren Spektrum
22
Haumlufigkeit der (leichten) Elemente
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Verhaumlltnis NnNp asymp 17 (aus Leptonen Aumlra)
Alle Neutronen in He =gt Rest an Protonen fuumlr Wasserstoff
Nuklidkarte keine Kerne mit 5 oder 8 Nukleonen die dazwischen groszligteils instabil
Wasserstoff
Helium
schwerer
Verteilung der baryonischen Materie
23
Haumlufigkeit der (leichten) Elemente
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
n 106 min
1H 2H 3H 123 a
3He 4He6He808ms
8He122 ms
6Li 7Li8Li842 ms
9Li178 ms
7Be533 d
9Be10Be16106 a
11Be 138 s
8B770 ms
10B 11B 12B203 ms
9C127 ms
10C193 s
11C 203 min
12C 13C
n 106 min
1H 2H 3H 123 a
3He 4He6He808ms
8He122 ms
6Li 7Li8Li842 ms
9Li178 ms
7Be533 d
9Be10Be16106 a
11Be 138 s
8B770 ms
10B 11B 12B203 ms
9C127 ms
10C193 s
11C 203 min
12C 13C
N
Z
0 1 2 3 4 5 6 7
24
Altersverteilung der Sterne
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
S Skalenfaktor
Ω0 Dichteparameter
25
Probleme
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
bull Dunkle Materie
bull Inflation
Dunkle Materie Energie
Inflation
Felder mit abstoszligender Gravitation noumltig bislang nicht gefunden
26
Skalenfaktor
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Um von der Expansion unabhaumlngige Koordinaten zu haben fuumlhrt man den Skalenfaktor S(t) einDieser gibt somit auch die Groumlszligenentwicklung des Universums wieder
27
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
28
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
29
Was wird beobachtet
30
Der Himmel im Radio- und Infrarotbereich
31
Wie entstehen die Schwankungen
32
1 DM und Akustische Wellen
Verdichtungen von leuchtender Materie
Akustische Wellen
Gravitationswellen
verursachen
Strahlungsdruckverhindert
Verdichtungen vonDunkler Materie
stabilisieren
Temperatur-schwankungen
Strukturen wie Sterne und Galaxien
Sichtbar in CMB
Staumlrkstes Argument fuumlr die Anwesenheit von DM
33
1 Computersimulation bdquoMillennium Runldquo
Normale Materie
Dunkle Materie
MPI Astrophysik
34
Das expandierende Universum im Computer
35
Noch eine Simulation
36
Was kann man aus den Schwankungen uumlber die Kruumlmmung
des Raumes lernen
37
Informationen aus der Hintergrundstrahlung
38
1 Charakterisierung
Dunkle Materie
bull Keine Wechselwirkung mit Strahlung
bull Gravitationswirkung
39
1 Indizien
Indizien fuumlr Dunkle Materie
bull Rotationskurven Galaxienbull Galaxienhaufenbull Strukturbildung im Universum
40
1 Rotationskurven
Annahmen
bull Masse im Zentrum konzentriertbull Sterne bewegen sich auf Kreisbahnen
Newton Mechanik
Kreisbahnen Gravitationskraft = Zentrifugalkraft
Peripherie (M = const ) Zentralbereich (= const )
Gleiche Ergebnis bei relativistischer Rechnung
constM Gesamtmasse innerhalb der Bahn
41
1 Rotationskurven
Rotationskurve Galaxie Rotationskurve Sonnensystem
42
1 Ergebnisse der Messung
Vorhersage Peripherie
Masse nicht im Zentrum konzentriert
Beobachtungen der Leuchtkraftverteilung
in Kepler
43
Rotationskurven
Rotationskurven versch Galaxien
44
Halo aus Dunkler Materie
Halo
Typische Durchmesser
Galaxie
~ 10 kpc ~ 100 kpc
Modell
Galaxie von einem kugelfoumlrmigen DM-Halo stabilisiert
45
Nachweis DM in Clustern
Nicht verzerrte Galaxie Isodense (DM)
Gravitationslinsen bei Abell 2218
Goe
ke
Uni
Boc
hum
46
2 Kandidaten fuumlr Dunkle Materie
bull Baryonische Materie (3 Quarks)
bull Nicht-Baryonische Materie
zwei groszlige Klassen
47
2 Baryonische Materie
bull Gas und Staub
bull Asteroiden Meteoriten und Planeten
bull braune Zwerge
bull weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
bull Schwarze Loumlcher
Baryonische Kandidaten fuumlr DM
48
2 Gas
Heiszliges Gas emittiert Strahlung
Kaltes Gas
- waumlre in Galaxien und Galaxienhaufen sichtbar
bull absorbiert EM-Strahlung
- als DM nur in groszligen Zwischenraumlumen zwischen den Galaxienhaufen
Intergalaktisches Gas 36 ges
49
2 Staub Asteroiden und Meteoriten
Staubwolken
bull streuen das Licht von Sternenim Infraroten sichtbar
Adlernebel
Hale-Bopp
Asteroiden und Meteoritenbull schwere Elemente
im Vergleich zu H zu selten
Zur Loumlsung des Problems waumlre mehr Staub noumltig als beobachtet
50
2 Schwarze Loumlcher
bull extreme Masse 10MSlt M lt 106MS
bull sehr groszlige Schwerkraftbull leuchten gar nichtbull Vermutung
Im Zentrum von Galaxienmit M gt 100MS BH (Simulation)
Massive Schwarze Loumlcher
Keine Erklaumlrung der Rotationskurven ndash muumlssten im Halo sein
51
2 MACHOs
bull Planeten
bull Braune Zwerge
bull Weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
3
Die 4 Ecksteine der KosmologieDie 4 Ecksteine der Kosmologie
bull Expansion des Universumsbull Universum begann mit einem BIG BANG vor ca 137 Milliarden Jahrenbull Das Universum expandiertbull Das Universum ist auf groszligen Laumlngen isotrop und homogen
bull Ursprung der kosmischen Hintergrundstrahlung (CMB) bull Die CMB ist der Uumlberrest des heiszligen Urknallsbull Die letzte Streuflaumlche stellt die letzte WW von Strahlung und Materie darbull Die Strahlungstemperatur des CMB entwickelte sich von 3000K nach 27K
bull Nukleosynthese der leichten Elemente bull Kernbausteine verschmelzen in den ersten drei Minuten zu den leichten Kernen Wasserstoff und Heliumbull Das Urknall-Modell sagt korrekt das Verhaumlltnis von Wasserstoff zu Helium voraus ~25
bullEntstehung von Galaxien und Galaxienhaufen bull Strukturentstehung beginnt nach der Entkopplung von Materie und Strahlung bull Das Urknall-Modell stellt den Rahmen dar in dem sich die Strukturentstehung verstehen laumlsst
4
Die Geschichte des UniversumsDie Geschichte des Universumst=0T=infin
Atoms
Matt
er
Clu
mpin
gHe
-
+
q-
q+Wplusmn
Zo
InitialSingularity
Form
ati
on o
f Sola
r Sys
tem
and B
irth
of
Life
1010yrs273K
Epoch
of
Gala
xy F
orm
ati
on
109yrs30K
Firs
t Sta
rs a
nd G
ala
xies
(re-ioniz
ation)
107yrs300K
Epoch
of
Reco
mbin
ati
on
3x105yrs3000K
Prim
ord
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ucl
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nth
esi
s
3mins109K
n-p
rati
o f
reeze
s
4s5x109K
e d
eco
uple
e
plusmn a
nnih
ilate
1s109K
Hadro
n-L
epto
n R
eact
ions
shift
-gt P
roto
n
001s1011K
-
+ a
nnih
ilati
on
10-4s1012K
quark
- a
ntiquark
annih
ilati
on
10-6s1013K
E-W
Phase
Tra
nsi
tion
10-12s1015K
Inflation
10-35s1027K
Planck
Tim
e
10-43s1031K
5
Die Geschichte des UniversumsDie Geschichte des UniversumsEpochen
Epoch Time To(K) (kgm3)
Big Bang 0 Birth of the Universe
Planck Era lt10-43s gt1031 gt1097 String Theory Quantum Cosmology
Inflation Era lt10-35s gt1027 Symmetry Breaking -gt Exponential Expansion
Quark Era lt10-23s gt1022 gt1058 Free Quarks in Thermal Equilibrium
Hadron Era lt10-4s gt1012 gt1017 Matter Anti Matter Asymmetry
Lepton Era lt100s gt1010 gt108 Rapid Expansioncooling (leptonsphotons equilibrium)
Radiation Era lt106yr gt3000 gt10-19 Nucleosynthesis Decoupling
Matter Era gt106yr lt3000 lt10-19 Structure Formation first galaxies
Acceleration Era present 3 lt10-27 Acceleration phase of the Universe
6
Die Planckwelt und die anfaumlngliche Die Planckwelt und die anfaumlngliche SingularitaumltSingularitaumltAm Anfanghelliphellip
Planck Aumlra = 0 - 10-43 s nach dem Urknall
Zeit laumluft ruumlckwaumlrts
t 0
R 0
T
Anfangssingularitaumlt ndash Der Anfang
bull tlt10-43s bekannt als die Planckaumlrabull Quanteneffekte werden wichtigbull Einsteinrsquos Theorie der Gravitation bricht zusammen
Planckzeit wird uumlber die Unbestimmtheitsrelation definiert
Et mpc2tp p (ctp )3c 2tp
c 5tp4
Gtp2
Mit der Planckzeit tp
bull Planck Laumlnge lp ctp
bull Planck Dichte p 1Gtp2
bull Planck Masse mp p
lp3
tp G
c 5
1 2
10 43 s lp G
c 3
1 2
17x10 35 m p c 5
G21096 kgm 3
mp c
G
1 2
25x10 8 kg EP mpc2
c 5
G
1 2
1019GeV TP EP
kB
c 5
kB2G
1 2
1032K
7
Planck Aumlra Aumlra der Quantengravitation
Gravitation (Einstein)
Schwarzschildradius (Ereignishorizont)
Quantenmechanik
Unschaumlrferelation
2c
Gml Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
mc
hc
sc
Gt
mc
Ghl
kgG
cm
Planck
Planck
Planck
445
323
8
10395
10621
10182
9
10
GUT Aumlra
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 10-43 s
Existenz von MaterieBaryonenasymmetrie
11
Elektroschwache Aumlra
Es entstand das noch heute bestehende Verhaumlltnis
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
- Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
910)(
)( PhotonenAnzahl
QuarksAnzahl
Ab 10-34 s
12
Leptonen Aumlra
Quarks aus dem Quark-Gluon-Plasma bilden Baryonen und Mesonen
Antimaterie verschwunden
Neutrinos entkoppeln
Neutronen-Protonen-Verhaumlltnis 17 entsteht
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 10-10 s
13
Photonen Aumlra
Es ist heiszlig genug damit durch Fusion leichte Kerne entstehen koumlnnen aber nicht mehr heiszlig genug dass die Photonen diesen Prozess ruumlckgaumlngig machen koumlnnten
Deuterium Helium Lithium (Kerne) entstehen
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 102 s
14
Universum wird transparent
Die Kerne koumlnnen Elektronen an sich binden
Keine Streuung von Photonen an freien Elektronen
Universum wird bdquodurchsichtigldquo
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 300000 a
15
Galaxien und Sterne entstehen
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 1 Mrd a
16
Wodurch wird sie gestuumltzt
Expansion des Universums
Hintergrundstrahlung
Haumlufigkeit der Elemente
Altersverteilung der Sterne
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
17
Expansion des Universums
Hubble (1929) v = H0 rEinleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
18
Expansion des Universums
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
19
Hintergrundstrahlung
Entstanden durch haumlufige Streuung der Photonen an Elektronen in der Photonen-Aumlra
1948 vorhergesagt
1964 zufaumlllig gemessen (1978 Nobelpreis)
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Schwarzkoumlrperspektrum
20
Hintergrundstrahlung
Sehr isotrop jedoch geringe Anisotropie mit besser werdenden Messgeraumlten festgestellt (WMAP)
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Informationen uumlber Dichteschwankungen
21
Hintergrundstrahlung
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Nur uumlber Urknallmodel erklaumlrbar
Hintergrundstrahlung und deren Spektrum
22
Haumlufigkeit der (leichten) Elemente
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Verhaumlltnis NnNp asymp 17 (aus Leptonen Aumlra)
Alle Neutronen in He =gt Rest an Protonen fuumlr Wasserstoff
Nuklidkarte keine Kerne mit 5 oder 8 Nukleonen die dazwischen groszligteils instabil
Wasserstoff
Helium
schwerer
Verteilung der baryonischen Materie
23
Haumlufigkeit der (leichten) Elemente
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
n 106 min
1H 2H 3H 123 a
3He 4He6He808ms
8He122 ms
6Li 7Li8Li842 ms
9Li178 ms
7Be533 d
9Be10Be16106 a
11Be 138 s
8B770 ms
10B 11B 12B203 ms
9C127 ms
10C193 s
11C 203 min
12C 13C
n 106 min
1H 2H 3H 123 a
3He 4He6He808ms
8He122 ms
6Li 7Li8Li842 ms
9Li178 ms
7Be533 d
9Be10Be16106 a
11Be 138 s
8B770 ms
10B 11B 12B203 ms
9C127 ms
10C193 s
11C 203 min
12C 13C
N
Z
0 1 2 3 4 5 6 7
24
Altersverteilung der Sterne
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
S Skalenfaktor
Ω0 Dichteparameter
25
Probleme
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
bull Dunkle Materie
bull Inflation
Dunkle Materie Energie
Inflation
Felder mit abstoszligender Gravitation noumltig bislang nicht gefunden
26
Skalenfaktor
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Um von der Expansion unabhaumlngige Koordinaten zu haben fuumlhrt man den Skalenfaktor S(t) einDieser gibt somit auch die Groumlszligenentwicklung des Universums wieder
27
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
28
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
29
Was wird beobachtet
30
Der Himmel im Radio- und Infrarotbereich
31
Wie entstehen die Schwankungen
32
1 DM und Akustische Wellen
Verdichtungen von leuchtender Materie
Akustische Wellen
Gravitationswellen
verursachen
Strahlungsdruckverhindert
Verdichtungen vonDunkler Materie
stabilisieren
Temperatur-schwankungen
Strukturen wie Sterne und Galaxien
Sichtbar in CMB
Staumlrkstes Argument fuumlr die Anwesenheit von DM
33
1 Computersimulation bdquoMillennium Runldquo
Normale Materie
Dunkle Materie
MPI Astrophysik
34
Das expandierende Universum im Computer
35
Noch eine Simulation
36
Was kann man aus den Schwankungen uumlber die Kruumlmmung
des Raumes lernen
37
Informationen aus der Hintergrundstrahlung
38
1 Charakterisierung
Dunkle Materie
bull Keine Wechselwirkung mit Strahlung
bull Gravitationswirkung
39
1 Indizien
Indizien fuumlr Dunkle Materie
bull Rotationskurven Galaxienbull Galaxienhaufenbull Strukturbildung im Universum
40
1 Rotationskurven
Annahmen
bull Masse im Zentrum konzentriertbull Sterne bewegen sich auf Kreisbahnen
Newton Mechanik
Kreisbahnen Gravitationskraft = Zentrifugalkraft
Peripherie (M = const ) Zentralbereich (= const )
Gleiche Ergebnis bei relativistischer Rechnung
constM Gesamtmasse innerhalb der Bahn
41
1 Rotationskurven
Rotationskurve Galaxie Rotationskurve Sonnensystem
42
1 Ergebnisse der Messung
Vorhersage Peripherie
Masse nicht im Zentrum konzentriert
Beobachtungen der Leuchtkraftverteilung
in Kepler
43
Rotationskurven
Rotationskurven versch Galaxien
44
Halo aus Dunkler Materie
Halo
Typische Durchmesser
Galaxie
~ 10 kpc ~ 100 kpc
Modell
Galaxie von einem kugelfoumlrmigen DM-Halo stabilisiert
45
Nachweis DM in Clustern
Nicht verzerrte Galaxie Isodense (DM)
Gravitationslinsen bei Abell 2218
Goe
ke
Uni
Boc
hum
46
2 Kandidaten fuumlr Dunkle Materie
bull Baryonische Materie (3 Quarks)
bull Nicht-Baryonische Materie
zwei groszlige Klassen
47
2 Baryonische Materie
bull Gas und Staub
bull Asteroiden Meteoriten und Planeten
bull braune Zwerge
bull weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
bull Schwarze Loumlcher
Baryonische Kandidaten fuumlr DM
48
2 Gas
Heiszliges Gas emittiert Strahlung
Kaltes Gas
- waumlre in Galaxien und Galaxienhaufen sichtbar
bull absorbiert EM-Strahlung
- als DM nur in groszligen Zwischenraumlumen zwischen den Galaxienhaufen
Intergalaktisches Gas 36 ges
49
2 Staub Asteroiden und Meteoriten
Staubwolken
bull streuen das Licht von Sternenim Infraroten sichtbar
Adlernebel
Hale-Bopp
Asteroiden und Meteoritenbull schwere Elemente
im Vergleich zu H zu selten
Zur Loumlsung des Problems waumlre mehr Staub noumltig als beobachtet
50
2 Schwarze Loumlcher
bull extreme Masse 10MSlt M lt 106MS
bull sehr groszlige Schwerkraftbull leuchten gar nichtbull Vermutung
Im Zentrum von Galaxienmit M gt 100MS BH (Simulation)
Massive Schwarze Loumlcher
Keine Erklaumlrung der Rotationskurven ndash muumlssten im Halo sein
51
2 MACHOs
bull Planeten
bull Braune Zwerge
bull Weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
4
Die Geschichte des UniversumsDie Geschichte des Universumst=0T=infin
Atoms
Matt
er
Clu
mpin
gHe
-
+
q-
q+Wplusmn
Zo
InitialSingularity
Form
ati
on o
f Sola
r Sys
tem
and B
irth
of
Life
1010yrs273K
Epoch
of
Gala
xy F
orm
ati
on
109yrs30K
Firs
t Sta
rs a
nd G
ala
xies
(re-ioniz
ation)
107yrs300K
Epoch
of
Reco
mbin
ati
on
3x105yrs3000K
Prim
ord
ial N
ucl
eosy
nth
esi
s
3mins109K
n-p
rati
o f
reeze
s
4s5x109K
e d
eco
uple
e
plusmn a
nnih
ilate
1s109K
Hadro
n-L
epto
n R
eact
ions
shift
-gt P
roto
n
001s1011K
-
+ a
nnih
ilati
on
10-4s1012K
quark
- a
ntiquark
annih
ilati
on
10-6s1013K
E-W
Phase
Tra
nsi
tion
10-12s1015K
Inflation
10-35s1027K
Planck
Tim
e
10-43s1031K
5
Die Geschichte des UniversumsDie Geschichte des UniversumsEpochen
Epoch Time To(K) (kgm3)
Big Bang 0 Birth of the Universe
Planck Era lt10-43s gt1031 gt1097 String Theory Quantum Cosmology
Inflation Era lt10-35s gt1027 Symmetry Breaking -gt Exponential Expansion
Quark Era lt10-23s gt1022 gt1058 Free Quarks in Thermal Equilibrium
Hadron Era lt10-4s gt1012 gt1017 Matter Anti Matter Asymmetry
Lepton Era lt100s gt1010 gt108 Rapid Expansioncooling (leptonsphotons equilibrium)
Radiation Era lt106yr gt3000 gt10-19 Nucleosynthesis Decoupling
Matter Era gt106yr lt3000 lt10-19 Structure Formation first galaxies
Acceleration Era present 3 lt10-27 Acceleration phase of the Universe
6
Die Planckwelt und die anfaumlngliche Die Planckwelt und die anfaumlngliche SingularitaumltSingularitaumltAm Anfanghelliphellip
Planck Aumlra = 0 - 10-43 s nach dem Urknall
Zeit laumluft ruumlckwaumlrts
t 0
R 0
T
Anfangssingularitaumlt ndash Der Anfang
bull tlt10-43s bekannt als die Planckaumlrabull Quanteneffekte werden wichtigbull Einsteinrsquos Theorie der Gravitation bricht zusammen
Planckzeit wird uumlber die Unbestimmtheitsrelation definiert
Et mpc2tp p (ctp )3c 2tp
c 5tp4
Gtp2
Mit der Planckzeit tp
bull Planck Laumlnge lp ctp
bull Planck Dichte p 1Gtp2
bull Planck Masse mp p
lp3
tp G
c 5
1 2
10 43 s lp G
c 3
1 2
17x10 35 m p c 5
G21096 kgm 3
mp c
G
1 2
25x10 8 kg EP mpc2
c 5
G
1 2
1019GeV TP EP
kB
c 5
kB2G
1 2
1032K
7
Planck Aumlra Aumlra der Quantengravitation
Gravitation (Einstein)
Schwarzschildradius (Ereignishorizont)
Quantenmechanik
Unschaumlrferelation
2c
Gml Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
mc
hc
sc
Gt
mc
Ghl
kgG
cm
Planck
Planck
Planck
445
323
8
10395
10621
10182
9
10
GUT Aumlra
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 10-43 s
Existenz von MaterieBaryonenasymmetrie
11
Elektroschwache Aumlra
Es entstand das noch heute bestehende Verhaumlltnis
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
- Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
910)(
)( PhotonenAnzahl
QuarksAnzahl
Ab 10-34 s
12
Leptonen Aumlra
Quarks aus dem Quark-Gluon-Plasma bilden Baryonen und Mesonen
Antimaterie verschwunden
Neutrinos entkoppeln
Neutronen-Protonen-Verhaumlltnis 17 entsteht
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 10-10 s
13
Photonen Aumlra
Es ist heiszlig genug damit durch Fusion leichte Kerne entstehen koumlnnen aber nicht mehr heiszlig genug dass die Photonen diesen Prozess ruumlckgaumlngig machen koumlnnten
Deuterium Helium Lithium (Kerne) entstehen
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 102 s
14
Universum wird transparent
Die Kerne koumlnnen Elektronen an sich binden
Keine Streuung von Photonen an freien Elektronen
Universum wird bdquodurchsichtigldquo
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 300000 a
15
Galaxien und Sterne entstehen
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 1 Mrd a
16
Wodurch wird sie gestuumltzt
Expansion des Universums
Hintergrundstrahlung
Haumlufigkeit der Elemente
Altersverteilung der Sterne
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
17
Expansion des Universums
Hubble (1929) v = H0 rEinleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
18
Expansion des Universums
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
19
Hintergrundstrahlung
Entstanden durch haumlufige Streuung der Photonen an Elektronen in der Photonen-Aumlra
1948 vorhergesagt
1964 zufaumlllig gemessen (1978 Nobelpreis)
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Schwarzkoumlrperspektrum
20
Hintergrundstrahlung
Sehr isotrop jedoch geringe Anisotropie mit besser werdenden Messgeraumlten festgestellt (WMAP)
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Informationen uumlber Dichteschwankungen
21
Hintergrundstrahlung
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Nur uumlber Urknallmodel erklaumlrbar
Hintergrundstrahlung und deren Spektrum
22
Haumlufigkeit der (leichten) Elemente
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Verhaumlltnis NnNp asymp 17 (aus Leptonen Aumlra)
Alle Neutronen in He =gt Rest an Protonen fuumlr Wasserstoff
Nuklidkarte keine Kerne mit 5 oder 8 Nukleonen die dazwischen groszligteils instabil
Wasserstoff
Helium
schwerer
Verteilung der baryonischen Materie
23
Haumlufigkeit der (leichten) Elemente
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
n 106 min
1H 2H 3H 123 a
3He 4He6He808ms
8He122 ms
6Li 7Li8Li842 ms
9Li178 ms
7Be533 d
9Be10Be16106 a
11Be 138 s
8B770 ms
10B 11B 12B203 ms
9C127 ms
10C193 s
11C 203 min
12C 13C
n 106 min
1H 2H 3H 123 a
3He 4He6He808ms
8He122 ms
6Li 7Li8Li842 ms
9Li178 ms
7Be533 d
9Be10Be16106 a
11Be 138 s
8B770 ms
10B 11B 12B203 ms
9C127 ms
10C193 s
11C 203 min
12C 13C
N
Z
0 1 2 3 4 5 6 7
24
Altersverteilung der Sterne
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
S Skalenfaktor
Ω0 Dichteparameter
25
Probleme
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
bull Dunkle Materie
bull Inflation
Dunkle Materie Energie
Inflation
Felder mit abstoszligender Gravitation noumltig bislang nicht gefunden
26
Skalenfaktor
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Um von der Expansion unabhaumlngige Koordinaten zu haben fuumlhrt man den Skalenfaktor S(t) einDieser gibt somit auch die Groumlszligenentwicklung des Universums wieder
27
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
28
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
29
Was wird beobachtet
30
Der Himmel im Radio- und Infrarotbereich
31
Wie entstehen die Schwankungen
32
1 DM und Akustische Wellen
Verdichtungen von leuchtender Materie
Akustische Wellen
Gravitationswellen
verursachen
Strahlungsdruckverhindert
Verdichtungen vonDunkler Materie
stabilisieren
Temperatur-schwankungen
Strukturen wie Sterne und Galaxien
Sichtbar in CMB
Staumlrkstes Argument fuumlr die Anwesenheit von DM
33
1 Computersimulation bdquoMillennium Runldquo
Normale Materie
Dunkle Materie
MPI Astrophysik
34
Das expandierende Universum im Computer
35
Noch eine Simulation
36
Was kann man aus den Schwankungen uumlber die Kruumlmmung
des Raumes lernen
37
Informationen aus der Hintergrundstrahlung
38
1 Charakterisierung
Dunkle Materie
bull Keine Wechselwirkung mit Strahlung
bull Gravitationswirkung
39
1 Indizien
Indizien fuumlr Dunkle Materie
bull Rotationskurven Galaxienbull Galaxienhaufenbull Strukturbildung im Universum
40
1 Rotationskurven
Annahmen
bull Masse im Zentrum konzentriertbull Sterne bewegen sich auf Kreisbahnen
Newton Mechanik
Kreisbahnen Gravitationskraft = Zentrifugalkraft
Peripherie (M = const ) Zentralbereich (= const )
Gleiche Ergebnis bei relativistischer Rechnung
constM Gesamtmasse innerhalb der Bahn
41
1 Rotationskurven
Rotationskurve Galaxie Rotationskurve Sonnensystem
42
1 Ergebnisse der Messung
Vorhersage Peripherie
Masse nicht im Zentrum konzentriert
Beobachtungen der Leuchtkraftverteilung
in Kepler
43
Rotationskurven
Rotationskurven versch Galaxien
44
Halo aus Dunkler Materie
Halo
Typische Durchmesser
Galaxie
~ 10 kpc ~ 100 kpc
Modell
Galaxie von einem kugelfoumlrmigen DM-Halo stabilisiert
45
Nachweis DM in Clustern
Nicht verzerrte Galaxie Isodense (DM)
Gravitationslinsen bei Abell 2218
Goe
ke
Uni
Boc
hum
46
2 Kandidaten fuumlr Dunkle Materie
bull Baryonische Materie (3 Quarks)
bull Nicht-Baryonische Materie
zwei groszlige Klassen
47
2 Baryonische Materie
bull Gas und Staub
bull Asteroiden Meteoriten und Planeten
bull braune Zwerge
bull weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
bull Schwarze Loumlcher
Baryonische Kandidaten fuumlr DM
48
2 Gas
Heiszliges Gas emittiert Strahlung
Kaltes Gas
- waumlre in Galaxien und Galaxienhaufen sichtbar
bull absorbiert EM-Strahlung
- als DM nur in groszligen Zwischenraumlumen zwischen den Galaxienhaufen
Intergalaktisches Gas 36 ges
49
2 Staub Asteroiden und Meteoriten
Staubwolken
bull streuen das Licht von Sternenim Infraroten sichtbar
Adlernebel
Hale-Bopp
Asteroiden und Meteoritenbull schwere Elemente
im Vergleich zu H zu selten
Zur Loumlsung des Problems waumlre mehr Staub noumltig als beobachtet
50
2 Schwarze Loumlcher
bull extreme Masse 10MSlt M lt 106MS
bull sehr groszlige Schwerkraftbull leuchten gar nichtbull Vermutung
Im Zentrum von Galaxienmit M gt 100MS BH (Simulation)
Massive Schwarze Loumlcher
Keine Erklaumlrung der Rotationskurven ndash muumlssten im Halo sein
51
2 MACHOs
bull Planeten
bull Braune Zwerge
bull Weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
5
Die Geschichte des UniversumsDie Geschichte des UniversumsEpochen
Epoch Time To(K) (kgm3)
Big Bang 0 Birth of the Universe
Planck Era lt10-43s gt1031 gt1097 String Theory Quantum Cosmology
Inflation Era lt10-35s gt1027 Symmetry Breaking -gt Exponential Expansion
Quark Era lt10-23s gt1022 gt1058 Free Quarks in Thermal Equilibrium
Hadron Era lt10-4s gt1012 gt1017 Matter Anti Matter Asymmetry
Lepton Era lt100s gt1010 gt108 Rapid Expansioncooling (leptonsphotons equilibrium)
Radiation Era lt106yr gt3000 gt10-19 Nucleosynthesis Decoupling
Matter Era gt106yr lt3000 lt10-19 Structure Formation first galaxies
Acceleration Era present 3 lt10-27 Acceleration phase of the Universe
6
Die Planckwelt und die anfaumlngliche Die Planckwelt und die anfaumlngliche SingularitaumltSingularitaumltAm Anfanghelliphellip
Planck Aumlra = 0 - 10-43 s nach dem Urknall
Zeit laumluft ruumlckwaumlrts
t 0
R 0
T
Anfangssingularitaumlt ndash Der Anfang
bull tlt10-43s bekannt als die Planckaumlrabull Quanteneffekte werden wichtigbull Einsteinrsquos Theorie der Gravitation bricht zusammen
Planckzeit wird uumlber die Unbestimmtheitsrelation definiert
Et mpc2tp p (ctp )3c 2tp
c 5tp4
Gtp2
Mit der Planckzeit tp
bull Planck Laumlnge lp ctp
bull Planck Dichte p 1Gtp2
bull Planck Masse mp p
lp3
tp G
c 5
1 2
10 43 s lp G
c 3
1 2
17x10 35 m p c 5
G21096 kgm 3
mp c
G
1 2
25x10 8 kg EP mpc2
c 5
G
1 2
1019GeV TP EP
kB
c 5
kB2G
1 2
1032K
7
Planck Aumlra Aumlra der Quantengravitation
Gravitation (Einstein)
Schwarzschildradius (Ereignishorizont)
Quantenmechanik
Unschaumlrferelation
2c
Gml Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
mc
hc
sc
Gt
mc
Ghl
kgG
cm
Planck
Planck
Planck
445
323
8
10395
10621
10182
9
10
GUT Aumlra
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 10-43 s
Existenz von MaterieBaryonenasymmetrie
11
Elektroschwache Aumlra
Es entstand das noch heute bestehende Verhaumlltnis
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
- Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
910)(
)( PhotonenAnzahl
QuarksAnzahl
Ab 10-34 s
12
Leptonen Aumlra
Quarks aus dem Quark-Gluon-Plasma bilden Baryonen und Mesonen
Antimaterie verschwunden
Neutrinos entkoppeln
Neutronen-Protonen-Verhaumlltnis 17 entsteht
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 10-10 s
13
Photonen Aumlra
Es ist heiszlig genug damit durch Fusion leichte Kerne entstehen koumlnnen aber nicht mehr heiszlig genug dass die Photonen diesen Prozess ruumlckgaumlngig machen koumlnnten
Deuterium Helium Lithium (Kerne) entstehen
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 102 s
14
Universum wird transparent
Die Kerne koumlnnen Elektronen an sich binden
Keine Streuung von Photonen an freien Elektronen
Universum wird bdquodurchsichtigldquo
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 300000 a
15
Galaxien und Sterne entstehen
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 1 Mrd a
16
Wodurch wird sie gestuumltzt
Expansion des Universums
Hintergrundstrahlung
Haumlufigkeit der Elemente
Altersverteilung der Sterne
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
17
Expansion des Universums
Hubble (1929) v = H0 rEinleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
18
Expansion des Universums
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
19
Hintergrundstrahlung
Entstanden durch haumlufige Streuung der Photonen an Elektronen in der Photonen-Aumlra
1948 vorhergesagt
1964 zufaumlllig gemessen (1978 Nobelpreis)
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Schwarzkoumlrperspektrum
20
Hintergrundstrahlung
Sehr isotrop jedoch geringe Anisotropie mit besser werdenden Messgeraumlten festgestellt (WMAP)
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Informationen uumlber Dichteschwankungen
21
Hintergrundstrahlung
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Nur uumlber Urknallmodel erklaumlrbar
Hintergrundstrahlung und deren Spektrum
22
Haumlufigkeit der (leichten) Elemente
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Verhaumlltnis NnNp asymp 17 (aus Leptonen Aumlra)
Alle Neutronen in He =gt Rest an Protonen fuumlr Wasserstoff
Nuklidkarte keine Kerne mit 5 oder 8 Nukleonen die dazwischen groszligteils instabil
Wasserstoff
Helium
schwerer
Verteilung der baryonischen Materie
23
Haumlufigkeit der (leichten) Elemente
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
n 106 min
1H 2H 3H 123 a
3He 4He6He808ms
8He122 ms
6Li 7Li8Li842 ms
9Li178 ms
7Be533 d
9Be10Be16106 a
11Be 138 s
8B770 ms
10B 11B 12B203 ms
9C127 ms
10C193 s
11C 203 min
12C 13C
n 106 min
1H 2H 3H 123 a
3He 4He6He808ms
8He122 ms
6Li 7Li8Li842 ms
9Li178 ms
7Be533 d
9Be10Be16106 a
11Be 138 s
8B770 ms
10B 11B 12B203 ms
9C127 ms
10C193 s
11C 203 min
12C 13C
N
Z
0 1 2 3 4 5 6 7
24
Altersverteilung der Sterne
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
S Skalenfaktor
Ω0 Dichteparameter
25
Probleme
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
bull Dunkle Materie
bull Inflation
Dunkle Materie Energie
Inflation
Felder mit abstoszligender Gravitation noumltig bislang nicht gefunden
26
Skalenfaktor
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Um von der Expansion unabhaumlngige Koordinaten zu haben fuumlhrt man den Skalenfaktor S(t) einDieser gibt somit auch die Groumlszligenentwicklung des Universums wieder
27
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
28
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
29
Was wird beobachtet
30
Der Himmel im Radio- und Infrarotbereich
31
Wie entstehen die Schwankungen
32
1 DM und Akustische Wellen
Verdichtungen von leuchtender Materie
Akustische Wellen
Gravitationswellen
verursachen
Strahlungsdruckverhindert
Verdichtungen vonDunkler Materie
stabilisieren
Temperatur-schwankungen
Strukturen wie Sterne und Galaxien
Sichtbar in CMB
Staumlrkstes Argument fuumlr die Anwesenheit von DM
33
1 Computersimulation bdquoMillennium Runldquo
Normale Materie
Dunkle Materie
MPI Astrophysik
34
Das expandierende Universum im Computer
35
Noch eine Simulation
36
Was kann man aus den Schwankungen uumlber die Kruumlmmung
des Raumes lernen
37
Informationen aus der Hintergrundstrahlung
38
1 Charakterisierung
Dunkle Materie
bull Keine Wechselwirkung mit Strahlung
bull Gravitationswirkung
39
1 Indizien
Indizien fuumlr Dunkle Materie
bull Rotationskurven Galaxienbull Galaxienhaufenbull Strukturbildung im Universum
40
1 Rotationskurven
Annahmen
bull Masse im Zentrum konzentriertbull Sterne bewegen sich auf Kreisbahnen
Newton Mechanik
Kreisbahnen Gravitationskraft = Zentrifugalkraft
Peripherie (M = const ) Zentralbereich (= const )
Gleiche Ergebnis bei relativistischer Rechnung
constM Gesamtmasse innerhalb der Bahn
41
1 Rotationskurven
Rotationskurve Galaxie Rotationskurve Sonnensystem
42
1 Ergebnisse der Messung
Vorhersage Peripherie
Masse nicht im Zentrum konzentriert
Beobachtungen der Leuchtkraftverteilung
in Kepler
43
Rotationskurven
Rotationskurven versch Galaxien
44
Halo aus Dunkler Materie
Halo
Typische Durchmesser
Galaxie
~ 10 kpc ~ 100 kpc
Modell
Galaxie von einem kugelfoumlrmigen DM-Halo stabilisiert
45
Nachweis DM in Clustern
Nicht verzerrte Galaxie Isodense (DM)
Gravitationslinsen bei Abell 2218
Goe
ke
Uni
Boc
hum
46
2 Kandidaten fuumlr Dunkle Materie
bull Baryonische Materie (3 Quarks)
bull Nicht-Baryonische Materie
zwei groszlige Klassen
47
2 Baryonische Materie
bull Gas und Staub
bull Asteroiden Meteoriten und Planeten
bull braune Zwerge
bull weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
bull Schwarze Loumlcher
Baryonische Kandidaten fuumlr DM
48
2 Gas
Heiszliges Gas emittiert Strahlung
Kaltes Gas
- waumlre in Galaxien und Galaxienhaufen sichtbar
bull absorbiert EM-Strahlung
- als DM nur in groszligen Zwischenraumlumen zwischen den Galaxienhaufen
Intergalaktisches Gas 36 ges
49
2 Staub Asteroiden und Meteoriten
Staubwolken
bull streuen das Licht von Sternenim Infraroten sichtbar
Adlernebel
Hale-Bopp
Asteroiden und Meteoritenbull schwere Elemente
im Vergleich zu H zu selten
Zur Loumlsung des Problems waumlre mehr Staub noumltig als beobachtet
50
2 Schwarze Loumlcher
bull extreme Masse 10MSlt M lt 106MS
bull sehr groszlige Schwerkraftbull leuchten gar nichtbull Vermutung
Im Zentrum von Galaxienmit M gt 100MS BH (Simulation)
Massive Schwarze Loumlcher
Keine Erklaumlrung der Rotationskurven ndash muumlssten im Halo sein
51
2 MACHOs
bull Planeten
bull Braune Zwerge
bull Weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
6
Die Planckwelt und die anfaumlngliche Die Planckwelt und die anfaumlngliche SingularitaumltSingularitaumltAm Anfanghelliphellip
Planck Aumlra = 0 - 10-43 s nach dem Urknall
Zeit laumluft ruumlckwaumlrts
t 0
R 0
T
Anfangssingularitaumlt ndash Der Anfang
bull tlt10-43s bekannt als die Planckaumlrabull Quanteneffekte werden wichtigbull Einsteinrsquos Theorie der Gravitation bricht zusammen
Planckzeit wird uumlber die Unbestimmtheitsrelation definiert
Et mpc2tp p (ctp )3c 2tp
c 5tp4
Gtp2
Mit der Planckzeit tp
bull Planck Laumlnge lp ctp
bull Planck Dichte p 1Gtp2
bull Planck Masse mp p
lp3
tp G
c 5
1 2
10 43 s lp G
c 3
1 2
17x10 35 m p c 5
G21096 kgm 3
mp c
G
1 2
25x10 8 kg EP mpc2
c 5
G
1 2
1019GeV TP EP
kB
c 5
kB2G
1 2
1032K
7
Planck Aumlra Aumlra der Quantengravitation
Gravitation (Einstein)
Schwarzschildradius (Ereignishorizont)
Quantenmechanik
Unschaumlrferelation
2c
Gml Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
mc
hc
sc
Gt
mc
Ghl
kgG
cm
Planck
Planck
Planck
445
323
8
10395
10621
10182
9
10
GUT Aumlra
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 10-43 s
Existenz von MaterieBaryonenasymmetrie
11
Elektroschwache Aumlra
Es entstand das noch heute bestehende Verhaumlltnis
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
- Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
910)(
)( PhotonenAnzahl
QuarksAnzahl
Ab 10-34 s
12
Leptonen Aumlra
Quarks aus dem Quark-Gluon-Plasma bilden Baryonen und Mesonen
Antimaterie verschwunden
Neutrinos entkoppeln
Neutronen-Protonen-Verhaumlltnis 17 entsteht
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 10-10 s
13
Photonen Aumlra
Es ist heiszlig genug damit durch Fusion leichte Kerne entstehen koumlnnen aber nicht mehr heiszlig genug dass die Photonen diesen Prozess ruumlckgaumlngig machen koumlnnten
Deuterium Helium Lithium (Kerne) entstehen
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 102 s
14
Universum wird transparent
Die Kerne koumlnnen Elektronen an sich binden
Keine Streuung von Photonen an freien Elektronen
Universum wird bdquodurchsichtigldquo
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 300000 a
15
Galaxien und Sterne entstehen
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 1 Mrd a
16
Wodurch wird sie gestuumltzt
Expansion des Universums
Hintergrundstrahlung
Haumlufigkeit der Elemente
Altersverteilung der Sterne
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
17
Expansion des Universums
Hubble (1929) v = H0 rEinleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
18
Expansion des Universums
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
19
Hintergrundstrahlung
Entstanden durch haumlufige Streuung der Photonen an Elektronen in der Photonen-Aumlra
1948 vorhergesagt
1964 zufaumlllig gemessen (1978 Nobelpreis)
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Schwarzkoumlrperspektrum
20
Hintergrundstrahlung
Sehr isotrop jedoch geringe Anisotropie mit besser werdenden Messgeraumlten festgestellt (WMAP)
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Informationen uumlber Dichteschwankungen
21
Hintergrundstrahlung
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Nur uumlber Urknallmodel erklaumlrbar
Hintergrundstrahlung und deren Spektrum
22
Haumlufigkeit der (leichten) Elemente
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Verhaumlltnis NnNp asymp 17 (aus Leptonen Aumlra)
Alle Neutronen in He =gt Rest an Protonen fuumlr Wasserstoff
Nuklidkarte keine Kerne mit 5 oder 8 Nukleonen die dazwischen groszligteils instabil
Wasserstoff
Helium
schwerer
Verteilung der baryonischen Materie
23
Haumlufigkeit der (leichten) Elemente
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
n 106 min
1H 2H 3H 123 a
3He 4He6He808ms
8He122 ms
6Li 7Li8Li842 ms
9Li178 ms
7Be533 d
9Be10Be16106 a
11Be 138 s
8B770 ms
10B 11B 12B203 ms
9C127 ms
10C193 s
11C 203 min
12C 13C
n 106 min
1H 2H 3H 123 a
3He 4He6He808ms
8He122 ms
6Li 7Li8Li842 ms
9Li178 ms
7Be533 d
9Be10Be16106 a
11Be 138 s
8B770 ms
10B 11B 12B203 ms
9C127 ms
10C193 s
11C 203 min
12C 13C
N
Z
0 1 2 3 4 5 6 7
24
Altersverteilung der Sterne
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
S Skalenfaktor
Ω0 Dichteparameter
25
Probleme
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
bull Dunkle Materie
bull Inflation
Dunkle Materie Energie
Inflation
Felder mit abstoszligender Gravitation noumltig bislang nicht gefunden
26
Skalenfaktor
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Um von der Expansion unabhaumlngige Koordinaten zu haben fuumlhrt man den Skalenfaktor S(t) einDieser gibt somit auch die Groumlszligenentwicklung des Universums wieder
27
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
28
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
29
Was wird beobachtet
30
Der Himmel im Radio- und Infrarotbereich
31
Wie entstehen die Schwankungen
32
1 DM und Akustische Wellen
Verdichtungen von leuchtender Materie
Akustische Wellen
Gravitationswellen
verursachen
Strahlungsdruckverhindert
Verdichtungen vonDunkler Materie
stabilisieren
Temperatur-schwankungen
Strukturen wie Sterne und Galaxien
Sichtbar in CMB
Staumlrkstes Argument fuumlr die Anwesenheit von DM
33
1 Computersimulation bdquoMillennium Runldquo
Normale Materie
Dunkle Materie
MPI Astrophysik
34
Das expandierende Universum im Computer
35
Noch eine Simulation
36
Was kann man aus den Schwankungen uumlber die Kruumlmmung
des Raumes lernen
37
Informationen aus der Hintergrundstrahlung
38
1 Charakterisierung
Dunkle Materie
bull Keine Wechselwirkung mit Strahlung
bull Gravitationswirkung
39
1 Indizien
Indizien fuumlr Dunkle Materie
bull Rotationskurven Galaxienbull Galaxienhaufenbull Strukturbildung im Universum
40
1 Rotationskurven
Annahmen
bull Masse im Zentrum konzentriertbull Sterne bewegen sich auf Kreisbahnen
Newton Mechanik
Kreisbahnen Gravitationskraft = Zentrifugalkraft
Peripherie (M = const ) Zentralbereich (= const )
Gleiche Ergebnis bei relativistischer Rechnung
constM Gesamtmasse innerhalb der Bahn
41
1 Rotationskurven
Rotationskurve Galaxie Rotationskurve Sonnensystem
42
1 Ergebnisse der Messung
Vorhersage Peripherie
Masse nicht im Zentrum konzentriert
Beobachtungen der Leuchtkraftverteilung
in Kepler
43
Rotationskurven
Rotationskurven versch Galaxien
44
Halo aus Dunkler Materie
Halo
Typische Durchmesser
Galaxie
~ 10 kpc ~ 100 kpc
Modell
Galaxie von einem kugelfoumlrmigen DM-Halo stabilisiert
45
Nachweis DM in Clustern
Nicht verzerrte Galaxie Isodense (DM)
Gravitationslinsen bei Abell 2218
Goe
ke
Uni
Boc
hum
46
2 Kandidaten fuumlr Dunkle Materie
bull Baryonische Materie (3 Quarks)
bull Nicht-Baryonische Materie
zwei groszlige Klassen
47
2 Baryonische Materie
bull Gas und Staub
bull Asteroiden Meteoriten und Planeten
bull braune Zwerge
bull weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
bull Schwarze Loumlcher
Baryonische Kandidaten fuumlr DM
48
2 Gas
Heiszliges Gas emittiert Strahlung
Kaltes Gas
- waumlre in Galaxien und Galaxienhaufen sichtbar
bull absorbiert EM-Strahlung
- als DM nur in groszligen Zwischenraumlumen zwischen den Galaxienhaufen
Intergalaktisches Gas 36 ges
49
2 Staub Asteroiden und Meteoriten
Staubwolken
bull streuen das Licht von Sternenim Infraroten sichtbar
Adlernebel
Hale-Bopp
Asteroiden und Meteoritenbull schwere Elemente
im Vergleich zu H zu selten
Zur Loumlsung des Problems waumlre mehr Staub noumltig als beobachtet
50
2 Schwarze Loumlcher
bull extreme Masse 10MSlt M lt 106MS
bull sehr groszlige Schwerkraftbull leuchten gar nichtbull Vermutung
Im Zentrum von Galaxienmit M gt 100MS BH (Simulation)
Massive Schwarze Loumlcher
Keine Erklaumlrung der Rotationskurven ndash muumlssten im Halo sein
51
2 MACHOs
bull Planeten
bull Braune Zwerge
bull Weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
7
Planck Aumlra Aumlra der Quantengravitation
Gravitation (Einstein)
Schwarzschildradius (Ereignishorizont)
Quantenmechanik
Unschaumlrferelation
2c
Gml Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
mc
hc
sc
Gt
mc
Ghl
kgG
cm
Planck
Planck
Planck
445
323
8
10395
10621
10182
9
10
GUT Aumlra
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 10-43 s
Existenz von MaterieBaryonenasymmetrie
11
Elektroschwache Aumlra
Es entstand das noch heute bestehende Verhaumlltnis
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
- Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
910)(
)( PhotonenAnzahl
QuarksAnzahl
Ab 10-34 s
12
Leptonen Aumlra
Quarks aus dem Quark-Gluon-Plasma bilden Baryonen und Mesonen
Antimaterie verschwunden
Neutrinos entkoppeln
Neutronen-Protonen-Verhaumlltnis 17 entsteht
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 10-10 s
13
Photonen Aumlra
Es ist heiszlig genug damit durch Fusion leichte Kerne entstehen koumlnnen aber nicht mehr heiszlig genug dass die Photonen diesen Prozess ruumlckgaumlngig machen koumlnnten
Deuterium Helium Lithium (Kerne) entstehen
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 102 s
14
Universum wird transparent
Die Kerne koumlnnen Elektronen an sich binden
Keine Streuung von Photonen an freien Elektronen
Universum wird bdquodurchsichtigldquo
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 300000 a
15
Galaxien und Sterne entstehen
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 1 Mrd a
16
Wodurch wird sie gestuumltzt
Expansion des Universums
Hintergrundstrahlung
Haumlufigkeit der Elemente
Altersverteilung der Sterne
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
17
Expansion des Universums
Hubble (1929) v = H0 rEinleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
18
Expansion des Universums
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
19
Hintergrundstrahlung
Entstanden durch haumlufige Streuung der Photonen an Elektronen in der Photonen-Aumlra
1948 vorhergesagt
1964 zufaumlllig gemessen (1978 Nobelpreis)
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Schwarzkoumlrperspektrum
20
Hintergrundstrahlung
Sehr isotrop jedoch geringe Anisotropie mit besser werdenden Messgeraumlten festgestellt (WMAP)
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Informationen uumlber Dichteschwankungen
21
Hintergrundstrahlung
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Nur uumlber Urknallmodel erklaumlrbar
Hintergrundstrahlung und deren Spektrum
22
Haumlufigkeit der (leichten) Elemente
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Verhaumlltnis NnNp asymp 17 (aus Leptonen Aumlra)
Alle Neutronen in He =gt Rest an Protonen fuumlr Wasserstoff
Nuklidkarte keine Kerne mit 5 oder 8 Nukleonen die dazwischen groszligteils instabil
Wasserstoff
Helium
schwerer
Verteilung der baryonischen Materie
23
Haumlufigkeit der (leichten) Elemente
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
n 106 min
1H 2H 3H 123 a
3He 4He6He808ms
8He122 ms
6Li 7Li8Li842 ms
9Li178 ms
7Be533 d
9Be10Be16106 a
11Be 138 s
8B770 ms
10B 11B 12B203 ms
9C127 ms
10C193 s
11C 203 min
12C 13C
n 106 min
1H 2H 3H 123 a
3He 4He6He808ms
8He122 ms
6Li 7Li8Li842 ms
9Li178 ms
7Be533 d
9Be10Be16106 a
11Be 138 s
8B770 ms
10B 11B 12B203 ms
9C127 ms
10C193 s
11C 203 min
12C 13C
N
Z
0 1 2 3 4 5 6 7
24
Altersverteilung der Sterne
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
S Skalenfaktor
Ω0 Dichteparameter
25
Probleme
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
bull Dunkle Materie
bull Inflation
Dunkle Materie Energie
Inflation
Felder mit abstoszligender Gravitation noumltig bislang nicht gefunden
26
Skalenfaktor
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Um von der Expansion unabhaumlngige Koordinaten zu haben fuumlhrt man den Skalenfaktor S(t) einDieser gibt somit auch die Groumlszligenentwicklung des Universums wieder
27
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
28
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
29
Was wird beobachtet
30
Der Himmel im Radio- und Infrarotbereich
31
Wie entstehen die Schwankungen
32
1 DM und Akustische Wellen
Verdichtungen von leuchtender Materie
Akustische Wellen
Gravitationswellen
verursachen
Strahlungsdruckverhindert
Verdichtungen vonDunkler Materie
stabilisieren
Temperatur-schwankungen
Strukturen wie Sterne und Galaxien
Sichtbar in CMB
Staumlrkstes Argument fuumlr die Anwesenheit von DM
33
1 Computersimulation bdquoMillennium Runldquo
Normale Materie
Dunkle Materie
MPI Astrophysik
34
Das expandierende Universum im Computer
35
Noch eine Simulation
36
Was kann man aus den Schwankungen uumlber die Kruumlmmung
des Raumes lernen
37
Informationen aus der Hintergrundstrahlung
38
1 Charakterisierung
Dunkle Materie
bull Keine Wechselwirkung mit Strahlung
bull Gravitationswirkung
39
1 Indizien
Indizien fuumlr Dunkle Materie
bull Rotationskurven Galaxienbull Galaxienhaufenbull Strukturbildung im Universum
40
1 Rotationskurven
Annahmen
bull Masse im Zentrum konzentriertbull Sterne bewegen sich auf Kreisbahnen
Newton Mechanik
Kreisbahnen Gravitationskraft = Zentrifugalkraft
Peripherie (M = const ) Zentralbereich (= const )
Gleiche Ergebnis bei relativistischer Rechnung
constM Gesamtmasse innerhalb der Bahn
41
1 Rotationskurven
Rotationskurve Galaxie Rotationskurve Sonnensystem
42
1 Ergebnisse der Messung
Vorhersage Peripherie
Masse nicht im Zentrum konzentriert
Beobachtungen der Leuchtkraftverteilung
in Kepler
43
Rotationskurven
Rotationskurven versch Galaxien
44
Halo aus Dunkler Materie
Halo
Typische Durchmesser
Galaxie
~ 10 kpc ~ 100 kpc
Modell
Galaxie von einem kugelfoumlrmigen DM-Halo stabilisiert
45
Nachweis DM in Clustern
Nicht verzerrte Galaxie Isodense (DM)
Gravitationslinsen bei Abell 2218
Goe
ke
Uni
Boc
hum
46
2 Kandidaten fuumlr Dunkle Materie
bull Baryonische Materie (3 Quarks)
bull Nicht-Baryonische Materie
zwei groszlige Klassen
47
2 Baryonische Materie
bull Gas und Staub
bull Asteroiden Meteoriten und Planeten
bull braune Zwerge
bull weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
bull Schwarze Loumlcher
Baryonische Kandidaten fuumlr DM
48
2 Gas
Heiszliges Gas emittiert Strahlung
Kaltes Gas
- waumlre in Galaxien und Galaxienhaufen sichtbar
bull absorbiert EM-Strahlung
- als DM nur in groszligen Zwischenraumlumen zwischen den Galaxienhaufen
Intergalaktisches Gas 36 ges
49
2 Staub Asteroiden und Meteoriten
Staubwolken
bull streuen das Licht von Sternenim Infraroten sichtbar
Adlernebel
Hale-Bopp
Asteroiden und Meteoritenbull schwere Elemente
im Vergleich zu H zu selten
Zur Loumlsung des Problems waumlre mehr Staub noumltig als beobachtet
50
2 Schwarze Loumlcher
bull extreme Masse 10MSlt M lt 106MS
bull sehr groszlige Schwerkraftbull leuchten gar nichtbull Vermutung
Im Zentrum von Galaxienmit M gt 100MS BH (Simulation)
Massive Schwarze Loumlcher
Keine Erklaumlrung der Rotationskurven ndash muumlssten im Halo sein
51
2 MACHOs
bull Planeten
bull Braune Zwerge
bull Weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
9
10
GUT Aumlra
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 10-43 s
Existenz von MaterieBaryonenasymmetrie
11
Elektroschwache Aumlra
Es entstand das noch heute bestehende Verhaumlltnis
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
- Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
910)(
)( PhotonenAnzahl
QuarksAnzahl
Ab 10-34 s
12
Leptonen Aumlra
Quarks aus dem Quark-Gluon-Plasma bilden Baryonen und Mesonen
Antimaterie verschwunden
Neutrinos entkoppeln
Neutronen-Protonen-Verhaumlltnis 17 entsteht
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 10-10 s
13
Photonen Aumlra
Es ist heiszlig genug damit durch Fusion leichte Kerne entstehen koumlnnen aber nicht mehr heiszlig genug dass die Photonen diesen Prozess ruumlckgaumlngig machen koumlnnten
Deuterium Helium Lithium (Kerne) entstehen
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 102 s
14
Universum wird transparent
Die Kerne koumlnnen Elektronen an sich binden
Keine Streuung von Photonen an freien Elektronen
Universum wird bdquodurchsichtigldquo
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 300000 a
15
Galaxien und Sterne entstehen
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 1 Mrd a
16
Wodurch wird sie gestuumltzt
Expansion des Universums
Hintergrundstrahlung
Haumlufigkeit der Elemente
Altersverteilung der Sterne
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
17
Expansion des Universums
Hubble (1929) v = H0 rEinleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
18
Expansion des Universums
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
19
Hintergrundstrahlung
Entstanden durch haumlufige Streuung der Photonen an Elektronen in der Photonen-Aumlra
1948 vorhergesagt
1964 zufaumlllig gemessen (1978 Nobelpreis)
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Schwarzkoumlrperspektrum
20
Hintergrundstrahlung
Sehr isotrop jedoch geringe Anisotropie mit besser werdenden Messgeraumlten festgestellt (WMAP)
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Informationen uumlber Dichteschwankungen
21
Hintergrundstrahlung
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Nur uumlber Urknallmodel erklaumlrbar
Hintergrundstrahlung und deren Spektrum
22
Haumlufigkeit der (leichten) Elemente
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Verhaumlltnis NnNp asymp 17 (aus Leptonen Aumlra)
Alle Neutronen in He =gt Rest an Protonen fuumlr Wasserstoff
Nuklidkarte keine Kerne mit 5 oder 8 Nukleonen die dazwischen groszligteils instabil
Wasserstoff
Helium
schwerer
Verteilung der baryonischen Materie
23
Haumlufigkeit der (leichten) Elemente
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
n 106 min
1H 2H 3H 123 a
3He 4He6He808ms
8He122 ms
6Li 7Li8Li842 ms
9Li178 ms
7Be533 d
9Be10Be16106 a
11Be 138 s
8B770 ms
10B 11B 12B203 ms
9C127 ms
10C193 s
11C 203 min
12C 13C
n 106 min
1H 2H 3H 123 a
3He 4He6He808ms
8He122 ms
6Li 7Li8Li842 ms
9Li178 ms
7Be533 d
9Be10Be16106 a
11Be 138 s
8B770 ms
10B 11B 12B203 ms
9C127 ms
10C193 s
11C 203 min
12C 13C
N
Z
0 1 2 3 4 5 6 7
24
Altersverteilung der Sterne
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
S Skalenfaktor
Ω0 Dichteparameter
25
Probleme
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
bull Dunkle Materie
bull Inflation
Dunkle Materie Energie
Inflation
Felder mit abstoszligender Gravitation noumltig bislang nicht gefunden
26
Skalenfaktor
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Um von der Expansion unabhaumlngige Koordinaten zu haben fuumlhrt man den Skalenfaktor S(t) einDieser gibt somit auch die Groumlszligenentwicklung des Universums wieder
27
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
28
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
29
Was wird beobachtet
30
Der Himmel im Radio- und Infrarotbereich
31
Wie entstehen die Schwankungen
32
1 DM und Akustische Wellen
Verdichtungen von leuchtender Materie
Akustische Wellen
Gravitationswellen
verursachen
Strahlungsdruckverhindert
Verdichtungen vonDunkler Materie
stabilisieren
Temperatur-schwankungen
Strukturen wie Sterne und Galaxien
Sichtbar in CMB
Staumlrkstes Argument fuumlr die Anwesenheit von DM
33
1 Computersimulation bdquoMillennium Runldquo
Normale Materie
Dunkle Materie
MPI Astrophysik
34
Das expandierende Universum im Computer
35
Noch eine Simulation
36
Was kann man aus den Schwankungen uumlber die Kruumlmmung
des Raumes lernen
37
Informationen aus der Hintergrundstrahlung
38
1 Charakterisierung
Dunkle Materie
bull Keine Wechselwirkung mit Strahlung
bull Gravitationswirkung
39
1 Indizien
Indizien fuumlr Dunkle Materie
bull Rotationskurven Galaxienbull Galaxienhaufenbull Strukturbildung im Universum
40
1 Rotationskurven
Annahmen
bull Masse im Zentrum konzentriertbull Sterne bewegen sich auf Kreisbahnen
Newton Mechanik
Kreisbahnen Gravitationskraft = Zentrifugalkraft
Peripherie (M = const ) Zentralbereich (= const )
Gleiche Ergebnis bei relativistischer Rechnung
constM Gesamtmasse innerhalb der Bahn
41
1 Rotationskurven
Rotationskurve Galaxie Rotationskurve Sonnensystem
42
1 Ergebnisse der Messung
Vorhersage Peripherie
Masse nicht im Zentrum konzentriert
Beobachtungen der Leuchtkraftverteilung
in Kepler
43
Rotationskurven
Rotationskurven versch Galaxien
44
Halo aus Dunkler Materie
Halo
Typische Durchmesser
Galaxie
~ 10 kpc ~ 100 kpc
Modell
Galaxie von einem kugelfoumlrmigen DM-Halo stabilisiert
45
Nachweis DM in Clustern
Nicht verzerrte Galaxie Isodense (DM)
Gravitationslinsen bei Abell 2218
Goe
ke
Uni
Boc
hum
46
2 Kandidaten fuumlr Dunkle Materie
bull Baryonische Materie (3 Quarks)
bull Nicht-Baryonische Materie
zwei groszlige Klassen
47
2 Baryonische Materie
bull Gas und Staub
bull Asteroiden Meteoriten und Planeten
bull braune Zwerge
bull weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
bull Schwarze Loumlcher
Baryonische Kandidaten fuumlr DM
48
2 Gas
Heiszliges Gas emittiert Strahlung
Kaltes Gas
- waumlre in Galaxien und Galaxienhaufen sichtbar
bull absorbiert EM-Strahlung
- als DM nur in groszligen Zwischenraumlumen zwischen den Galaxienhaufen
Intergalaktisches Gas 36 ges
49
2 Staub Asteroiden und Meteoriten
Staubwolken
bull streuen das Licht von Sternenim Infraroten sichtbar
Adlernebel
Hale-Bopp
Asteroiden und Meteoritenbull schwere Elemente
im Vergleich zu H zu selten
Zur Loumlsung des Problems waumlre mehr Staub noumltig als beobachtet
50
2 Schwarze Loumlcher
bull extreme Masse 10MSlt M lt 106MS
bull sehr groszlige Schwerkraftbull leuchten gar nichtbull Vermutung
Im Zentrum von Galaxienmit M gt 100MS BH (Simulation)
Massive Schwarze Loumlcher
Keine Erklaumlrung der Rotationskurven ndash muumlssten im Halo sein
51
2 MACHOs
bull Planeten
bull Braune Zwerge
bull Weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
10
GUT Aumlra
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 10-43 s
Existenz von MaterieBaryonenasymmetrie
11
Elektroschwache Aumlra
Es entstand das noch heute bestehende Verhaumlltnis
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
- Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
910)(
)( PhotonenAnzahl
QuarksAnzahl
Ab 10-34 s
12
Leptonen Aumlra
Quarks aus dem Quark-Gluon-Plasma bilden Baryonen und Mesonen
Antimaterie verschwunden
Neutrinos entkoppeln
Neutronen-Protonen-Verhaumlltnis 17 entsteht
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 10-10 s
13
Photonen Aumlra
Es ist heiszlig genug damit durch Fusion leichte Kerne entstehen koumlnnen aber nicht mehr heiszlig genug dass die Photonen diesen Prozess ruumlckgaumlngig machen koumlnnten
Deuterium Helium Lithium (Kerne) entstehen
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 102 s
14
Universum wird transparent
Die Kerne koumlnnen Elektronen an sich binden
Keine Streuung von Photonen an freien Elektronen
Universum wird bdquodurchsichtigldquo
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 300000 a
15
Galaxien und Sterne entstehen
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 1 Mrd a
16
Wodurch wird sie gestuumltzt
Expansion des Universums
Hintergrundstrahlung
Haumlufigkeit der Elemente
Altersverteilung der Sterne
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
17
Expansion des Universums
Hubble (1929) v = H0 rEinleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
18
Expansion des Universums
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
19
Hintergrundstrahlung
Entstanden durch haumlufige Streuung der Photonen an Elektronen in der Photonen-Aumlra
1948 vorhergesagt
1964 zufaumlllig gemessen (1978 Nobelpreis)
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Schwarzkoumlrperspektrum
20
Hintergrundstrahlung
Sehr isotrop jedoch geringe Anisotropie mit besser werdenden Messgeraumlten festgestellt (WMAP)
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Informationen uumlber Dichteschwankungen
21
Hintergrundstrahlung
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Nur uumlber Urknallmodel erklaumlrbar
Hintergrundstrahlung und deren Spektrum
22
Haumlufigkeit der (leichten) Elemente
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Verhaumlltnis NnNp asymp 17 (aus Leptonen Aumlra)
Alle Neutronen in He =gt Rest an Protonen fuumlr Wasserstoff
Nuklidkarte keine Kerne mit 5 oder 8 Nukleonen die dazwischen groszligteils instabil
Wasserstoff
Helium
schwerer
Verteilung der baryonischen Materie
23
Haumlufigkeit der (leichten) Elemente
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
n 106 min
1H 2H 3H 123 a
3He 4He6He808ms
8He122 ms
6Li 7Li8Li842 ms
9Li178 ms
7Be533 d
9Be10Be16106 a
11Be 138 s
8B770 ms
10B 11B 12B203 ms
9C127 ms
10C193 s
11C 203 min
12C 13C
n 106 min
1H 2H 3H 123 a
3He 4He6He808ms
8He122 ms
6Li 7Li8Li842 ms
9Li178 ms
7Be533 d
9Be10Be16106 a
11Be 138 s
8B770 ms
10B 11B 12B203 ms
9C127 ms
10C193 s
11C 203 min
12C 13C
N
Z
0 1 2 3 4 5 6 7
24
Altersverteilung der Sterne
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
S Skalenfaktor
Ω0 Dichteparameter
25
Probleme
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
bull Dunkle Materie
bull Inflation
Dunkle Materie Energie
Inflation
Felder mit abstoszligender Gravitation noumltig bislang nicht gefunden
26
Skalenfaktor
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Um von der Expansion unabhaumlngige Koordinaten zu haben fuumlhrt man den Skalenfaktor S(t) einDieser gibt somit auch die Groumlszligenentwicklung des Universums wieder
27
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
28
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
29
Was wird beobachtet
30
Der Himmel im Radio- und Infrarotbereich
31
Wie entstehen die Schwankungen
32
1 DM und Akustische Wellen
Verdichtungen von leuchtender Materie
Akustische Wellen
Gravitationswellen
verursachen
Strahlungsdruckverhindert
Verdichtungen vonDunkler Materie
stabilisieren
Temperatur-schwankungen
Strukturen wie Sterne und Galaxien
Sichtbar in CMB
Staumlrkstes Argument fuumlr die Anwesenheit von DM
33
1 Computersimulation bdquoMillennium Runldquo
Normale Materie
Dunkle Materie
MPI Astrophysik
34
Das expandierende Universum im Computer
35
Noch eine Simulation
36
Was kann man aus den Schwankungen uumlber die Kruumlmmung
des Raumes lernen
37
Informationen aus der Hintergrundstrahlung
38
1 Charakterisierung
Dunkle Materie
bull Keine Wechselwirkung mit Strahlung
bull Gravitationswirkung
39
1 Indizien
Indizien fuumlr Dunkle Materie
bull Rotationskurven Galaxienbull Galaxienhaufenbull Strukturbildung im Universum
40
1 Rotationskurven
Annahmen
bull Masse im Zentrum konzentriertbull Sterne bewegen sich auf Kreisbahnen
Newton Mechanik
Kreisbahnen Gravitationskraft = Zentrifugalkraft
Peripherie (M = const ) Zentralbereich (= const )
Gleiche Ergebnis bei relativistischer Rechnung
constM Gesamtmasse innerhalb der Bahn
41
1 Rotationskurven
Rotationskurve Galaxie Rotationskurve Sonnensystem
42
1 Ergebnisse der Messung
Vorhersage Peripherie
Masse nicht im Zentrum konzentriert
Beobachtungen der Leuchtkraftverteilung
in Kepler
43
Rotationskurven
Rotationskurven versch Galaxien
44
Halo aus Dunkler Materie
Halo
Typische Durchmesser
Galaxie
~ 10 kpc ~ 100 kpc
Modell
Galaxie von einem kugelfoumlrmigen DM-Halo stabilisiert
45
Nachweis DM in Clustern
Nicht verzerrte Galaxie Isodense (DM)
Gravitationslinsen bei Abell 2218
Goe
ke
Uni
Boc
hum
46
2 Kandidaten fuumlr Dunkle Materie
bull Baryonische Materie (3 Quarks)
bull Nicht-Baryonische Materie
zwei groszlige Klassen
47
2 Baryonische Materie
bull Gas und Staub
bull Asteroiden Meteoriten und Planeten
bull braune Zwerge
bull weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
bull Schwarze Loumlcher
Baryonische Kandidaten fuumlr DM
48
2 Gas
Heiszliges Gas emittiert Strahlung
Kaltes Gas
- waumlre in Galaxien und Galaxienhaufen sichtbar
bull absorbiert EM-Strahlung
- als DM nur in groszligen Zwischenraumlumen zwischen den Galaxienhaufen
Intergalaktisches Gas 36 ges
49
2 Staub Asteroiden und Meteoriten
Staubwolken
bull streuen das Licht von Sternenim Infraroten sichtbar
Adlernebel
Hale-Bopp
Asteroiden und Meteoritenbull schwere Elemente
im Vergleich zu H zu selten
Zur Loumlsung des Problems waumlre mehr Staub noumltig als beobachtet
50
2 Schwarze Loumlcher
bull extreme Masse 10MSlt M lt 106MS
bull sehr groszlige Schwerkraftbull leuchten gar nichtbull Vermutung
Im Zentrum von Galaxienmit M gt 100MS BH (Simulation)
Massive Schwarze Loumlcher
Keine Erklaumlrung der Rotationskurven ndash muumlssten im Halo sein
51
2 MACHOs
bull Planeten
bull Braune Zwerge
bull Weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
11
Elektroschwache Aumlra
Es entstand das noch heute bestehende Verhaumlltnis
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
- Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
910)(
)( PhotonenAnzahl
QuarksAnzahl
Ab 10-34 s
12
Leptonen Aumlra
Quarks aus dem Quark-Gluon-Plasma bilden Baryonen und Mesonen
Antimaterie verschwunden
Neutrinos entkoppeln
Neutronen-Protonen-Verhaumlltnis 17 entsteht
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 10-10 s
13
Photonen Aumlra
Es ist heiszlig genug damit durch Fusion leichte Kerne entstehen koumlnnen aber nicht mehr heiszlig genug dass die Photonen diesen Prozess ruumlckgaumlngig machen koumlnnten
Deuterium Helium Lithium (Kerne) entstehen
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 102 s
14
Universum wird transparent
Die Kerne koumlnnen Elektronen an sich binden
Keine Streuung von Photonen an freien Elektronen
Universum wird bdquodurchsichtigldquo
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 300000 a
15
Galaxien und Sterne entstehen
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 1 Mrd a
16
Wodurch wird sie gestuumltzt
Expansion des Universums
Hintergrundstrahlung
Haumlufigkeit der Elemente
Altersverteilung der Sterne
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
17
Expansion des Universums
Hubble (1929) v = H0 rEinleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
18
Expansion des Universums
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
19
Hintergrundstrahlung
Entstanden durch haumlufige Streuung der Photonen an Elektronen in der Photonen-Aumlra
1948 vorhergesagt
1964 zufaumlllig gemessen (1978 Nobelpreis)
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Schwarzkoumlrperspektrum
20
Hintergrundstrahlung
Sehr isotrop jedoch geringe Anisotropie mit besser werdenden Messgeraumlten festgestellt (WMAP)
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Informationen uumlber Dichteschwankungen
21
Hintergrundstrahlung
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Nur uumlber Urknallmodel erklaumlrbar
Hintergrundstrahlung und deren Spektrum
22
Haumlufigkeit der (leichten) Elemente
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Verhaumlltnis NnNp asymp 17 (aus Leptonen Aumlra)
Alle Neutronen in He =gt Rest an Protonen fuumlr Wasserstoff
Nuklidkarte keine Kerne mit 5 oder 8 Nukleonen die dazwischen groszligteils instabil
Wasserstoff
Helium
schwerer
Verteilung der baryonischen Materie
23
Haumlufigkeit der (leichten) Elemente
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
n 106 min
1H 2H 3H 123 a
3He 4He6He808ms
8He122 ms
6Li 7Li8Li842 ms
9Li178 ms
7Be533 d
9Be10Be16106 a
11Be 138 s
8B770 ms
10B 11B 12B203 ms
9C127 ms
10C193 s
11C 203 min
12C 13C
n 106 min
1H 2H 3H 123 a
3He 4He6He808ms
8He122 ms
6Li 7Li8Li842 ms
9Li178 ms
7Be533 d
9Be10Be16106 a
11Be 138 s
8B770 ms
10B 11B 12B203 ms
9C127 ms
10C193 s
11C 203 min
12C 13C
N
Z
0 1 2 3 4 5 6 7
24
Altersverteilung der Sterne
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
S Skalenfaktor
Ω0 Dichteparameter
25
Probleme
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
bull Dunkle Materie
bull Inflation
Dunkle Materie Energie
Inflation
Felder mit abstoszligender Gravitation noumltig bislang nicht gefunden
26
Skalenfaktor
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Um von der Expansion unabhaumlngige Koordinaten zu haben fuumlhrt man den Skalenfaktor S(t) einDieser gibt somit auch die Groumlszligenentwicklung des Universums wieder
27
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
28
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
29
Was wird beobachtet
30
Der Himmel im Radio- und Infrarotbereich
31
Wie entstehen die Schwankungen
32
1 DM und Akustische Wellen
Verdichtungen von leuchtender Materie
Akustische Wellen
Gravitationswellen
verursachen
Strahlungsdruckverhindert
Verdichtungen vonDunkler Materie
stabilisieren
Temperatur-schwankungen
Strukturen wie Sterne und Galaxien
Sichtbar in CMB
Staumlrkstes Argument fuumlr die Anwesenheit von DM
33
1 Computersimulation bdquoMillennium Runldquo
Normale Materie
Dunkle Materie
MPI Astrophysik
34
Das expandierende Universum im Computer
35
Noch eine Simulation
36
Was kann man aus den Schwankungen uumlber die Kruumlmmung
des Raumes lernen
37
Informationen aus der Hintergrundstrahlung
38
1 Charakterisierung
Dunkle Materie
bull Keine Wechselwirkung mit Strahlung
bull Gravitationswirkung
39
1 Indizien
Indizien fuumlr Dunkle Materie
bull Rotationskurven Galaxienbull Galaxienhaufenbull Strukturbildung im Universum
40
1 Rotationskurven
Annahmen
bull Masse im Zentrum konzentriertbull Sterne bewegen sich auf Kreisbahnen
Newton Mechanik
Kreisbahnen Gravitationskraft = Zentrifugalkraft
Peripherie (M = const ) Zentralbereich (= const )
Gleiche Ergebnis bei relativistischer Rechnung
constM Gesamtmasse innerhalb der Bahn
41
1 Rotationskurven
Rotationskurve Galaxie Rotationskurve Sonnensystem
42
1 Ergebnisse der Messung
Vorhersage Peripherie
Masse nicht im Zentrum konzentriert
Beobachtungen der Leuchtkraftverteilung
in Kepler
43
Rotationskurven
Rotationskurven versch Galaxien
44
Halo aus Dunkler Materie
Halo
Typische Durchmesser
Galaxie
~ 10 kpc ~ 100 kpc
Modell
Galaxie von einem kugelfoumlrmigen DM-Halo stabilisiert
45
Nachweis DM in Clustern
Nicht verzerrte Galaxie Isodense (DM)
Gravitationslinsen bei Abell 2218
Goe
ke
Uni
Boc
hum
46
2 Kandidaten fuumlr Dunkle Materie
bull Baryonische Materie (3 Quarks)
bull Nicht-Baryonische Materie
zwei groszlige Klassen
47
2 Baryonische Materie
bull Gas und Staub
bull Asteroiden Meteoriten und Planeten
bull braune Zwerge
bull weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
bull Schwarze Loumlcher
Baryonische Kandidaten fuumlr DM
48
2 Gas
Heiszliges Gas emittiert Strahlung
Kaltes Gas
- waumlre in Galaxien und Galaxienhaufen sichtbar
bull absorbiert EM-Strahlung
- als DM nur in groszligen Zwischenraumlumen zwischen den Galaxienhaufen
Intergalaktisches Gas 36 ges
49
2 Staub Asteroiden und Meteoriten
Staubwolken
bull streuen das Licht von Sternenim Infraroten sichtbar
Adlernebel
Hale-Bopp
Asteroiden und Meteoritenbull schwere Elemente
im Vergleich zu H zu selten
Zur Loumlsung des Problems waumlre mehr Staub noumltig als beobachtet
50
2 Schwarze Loumlcher
bull extreme Masse 10MSlt M lt 106MS
bull sehr groszlige Schwerkraftbull leuchten gar nichtbull Vermutung
Im Zentrum von Galaxienmit M gt 100MS BH (Simulation)
Massive Schwarze Loumlcher
Keine Erklaumlrung der Rotationskurven ndash muumlssten im Halo sein
51
2 MACHOs
bull Planeten
bull Braune Zwerge
bull Weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
12
Leptonen Aumlra
Quarks aus dem Quark-Gluon-Plasma bilden Baryonen und Mesonen
Antimaterie verschwunden
Neutrinos entkoppeln
Neutronen-Protonen-Verhaumlltnis 17 entsteht
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 10-10 s
13
Photonen Aumlra
Es ist heiszlig genug damit durch Fusion leichte Kerne entstehen koumlnnen aber nicht mehr heiszlig genug dass die Photonen diesen Prozess ruumlckgaumlngig machen koumlnnten
Deuterium Helium Lithium (Kerne) entstehen
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 102 s
14
Universum wird transparent
Die Kerne koumlnnen Elektronen an sich binden
Keine Streuung von Photonen an freien Elektronen
Universum wird bdquodurchsichtigldquo
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 300000 a
15
Galaxien und Sterne entstehen
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 1 Mrd a
16
Wodurch wird sie gestuumltzt
Expansion des Universums
Hintergrundstrahlung
Haumlufigkeit der Elemente
Altersverteilung der Sterne
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
17
Expansion des Universums
Hubble (1929) v = H0 rEinleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
18
Expansion des Universums
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
19
Hintergrundstrahlung
Entstanden durch haumlufige Streuung der Photonen an Elektronen in der Photonen-Aumlra
1948 vorhergesagt
1964 zufaumlllig gemessen (1978 Nobelpreis)
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Schwarzkoumlrperspektrum
20
Hintergrundstrahlung
Sehr isotrop jedoch geringe Anisotropie mit besser werdenden Messgeraumlten festgestellt (WMAP)
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Informationen uumlber Dichteschwankungen
21
Hintergrundstrahlung
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Nur uumlber Urknallmodel erklaumlrbar
Hintergrundstrahlung und deren Spektrum
22
Haumlufigkeit der (leichten) Elemente
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Verhaumlltnis NnNp asymp 17 (aus Leptonen Aumlra)
Alle Neutronen in He =gt Rest an Protonen fuumlr Wasserstoff
Nuklidkarte keine Kerne mit 5 oder 8 Nukleonen die dazwischen groszligteils instabil
Wasserstoff
Helium
schwerer
Verteilung der baryonischen Materie
23
Haumlufigkeit der (leichten) Elemente
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
n 106 min
1H 2H 3H 123 a
3He 4He6He808ms
8He122 ms
6Li 7Li8Li842 ms
9Li178 ms
7Be533 d
9Be10Be16106 a
11Be 138 s
8B770 ms
10B 11B 12B203 ms
9C127 ms
10C193 s
11C 203 min
12C 13C
n 106 min
1H 2H 3H 123 a
3He 4He6He808ms
8He122 ms
6Li 7Li8Li842 ms
9Li178 ms
7Be533 d
9Be10Be16106 a
11Be 138 s
8B770 ms
10B 11B 12B203 ms
9C127 ms
10C193 s
11C 203 min
12C 13C
N
Z
0 1 2 3 4 5 6 7
24
Altersverteilung der Sterne
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
S Skalenfaktor
Ω0 Dichteparameter
25
Probleme
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
bull Dunkle Materie
bull Inflation
Dunkle Materie Energie
Inflation
Felder mit abstoszligender Gravitation noumltig bislang nicht gefunden
26
Skalenfaktor
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Um von der Expansion unabhaumlngige Koordinaten zu haben fuumlhrt man den Skalenfaktor S(t) einDieser gibt somit auch die Groumlszligenentwicklung des Universums wieder
27
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
28
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
29
Was wird beobachtet
30
Der Himmel im Radio- und Infrarotbereich
31
Wie entstehen die Schwankungen
32
1 DM und Akustische Wellen
Verdichtungen von leuchtender Materie
Akustische Wellen
Gravitationswellen
verursachen
Strahlungsdruckverhindert
Verdichtungen vonDunkler Materie
stabilisieren
Temperatur-schwankungen
Strukturen wie Sterne und Galaxien
Sichtbar in CMB
Staumlrkstes Argument fuumlr die Anwesenheit von DM
33
1 Computersimulation bdquoMillennium Runldquo
Normale Materie
Dunkle Materie
MPI Astrophysik
34
Das expandierende Universum im Computer
35
Noch eine Simulation
36
Was kann man aus den Schwankungen uumlber die Kruumlmmung
des Raumes lernen
37
Informationen aus der Hintergrundstrahlung
38
1 Charakterisierung
Dunkle Materie
bull Keine Wechselwirkung mit Strahlung
bull Gravitationswirkung
39
1 Indizien
Indizien fuumlr Dunkle Materie
bull Rotationskurven Galaxienbull Galaxienhaufenbull Strukturbildung im Universum
40
1 Rotationskurven
Annahmen
bull Masse im Zentrum konzentriertbull Sterne bewegen sich auf Kreisbahnen
Newton Mechanik
Kreisbahnen Gravitationskraft = Zentrifugalkraft
Peripherie (M = const ) Zentralbereich (= const )
Gleiche Ergebnis bei relativistischer Rechnung
constM Gesamtmasse innerhalb der Bahn
41
1 Rotationskurven
Rotationskurve Galaxie Rotationskurve Sonnensystem
42
1 Ergebnisse der Messung
Vorhersage Peripherie
Masse nicht im Zentrum konzentriert
Beobachtungen der Leuchtkraftverteilung
in Kepler
43
Rotationskurven
Rotationskurven versch Galaxien
44
Halo aus Dunkler Materie
Halo
Typische Durchmesser
Galaxie
~ 10 kpc ~ 100 kpc
Modell
Galaxie von einem kugelfoumlrmigen DM-Halo stabilisiert
45
Nachweis DM in Clustern
Nicht verzerrte Galaxie Isodense (DM)
Gravitationslinsen bei Abell 2218
Goe
ke
Uni
Boc
hum
46
2 Kandidaten fuumlr Dunkle Materie
bull Baryonische Materie (3 Quarks)
bull Nicht-Baryonische Materie
zwei groszlige Klassen
47
2 Baryonische Materie
bull Gas und Staub
bull Asteroiden Meteoriten und Planeten
bull braune Zwerge
bull weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
bull Schwarze Loumlcher
Baryonische Kandidaten fuumlr DM
48
2 Gas
Heiszliges Gas emittiert Strahlung
Kaltes Gas
- waumlre in Galaxien und Galaxienhaufen sichtbar
bull absorbiert EM-Strahlung
- als DM nur in groszligen Zwischenraumlumen zwischen den Galaxienhaufen
Intergalaktisches Gas 36 ges
49
2 Staub Asteroiden und Meteoriten
Staubwolken
bull streuen das Licht von Sternenim Infraroten sichtbar
Adlernebel
Hale-Bopp
Asteroiden und Meteoritenbull schwere Elemente
im Vergleich zu H zu selten
Zur Loumlsung des Problems waumlre mehr Staub noumltig als beobachtet
50
2 Schwarze Loumlcher
bull extreme Masse 10MSlt M lt 106MS
bull sehr groszlige Schwerkraftbull leuchten gar nichtbull Vermutung
Im Zentrum von Galaxienmit M gt 100MS BH (Simulation)
Massive Schwarze Loumlcher
Keine Erklaumlrung der Rotationskurven ndash muumlssten im Halo sein
51
2 MACHOs
bull Planeten
bull Braune Zwerge
bull Weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
13
Photonen Aumlra
Es ist heiszlig genug damit durch Fusion leichte Kerne entstehen koumlnnen aber nicht mehr heiszlig genug dass die Photonen diesen Prozess ruumlckgaumlngig machen koumlnnten
Deuterium Helium Lithium (Kerne) entstehen
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 102 s
14
Universum wird transparent
Die Kerne koumlnnen Elektronen an sich binden
Keine Streuung von Photonen an freien Elektronen
Universum wird bdquodurchsichtigldquo
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 300000 a
15
Galaxien und Sterne entstehen
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 1 Mrd a
16
Wodurch wird sie gestuumltzt
Expansion des Universums
Hintergrundstrahlung
Haumlufigkeit der Elemente
Altersverteilung der Sterne
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
17
Expansion des Universums
Hubble (1929) v = H0 rEinleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
18
Expansion des Universums
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
19
Hintergrundstrahlung
Entstanden durch haumlufige Streuung der Photonen an Elektronen in der Photonen-Aumlra
1948 vorhergesagt
1964 zufaumlllig gemessen (1978 Nobelpreis)
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Schwarzkoumlrperspektrum
20
Hintergrundstrahlung
Sehr isotrop jedoch geringe Anisotropie mit besser werdenden Messgeraumlten festgestellt (WMAP)
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Informationen uumlber Dichteschwankungen
21
Hintergrundstrahlung
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Nur uumlber Urknallmodel erklaumlrbar
Hintergrundstrahlung und deren Spektrum
22
Haumlufigkeit der (leichten) Elemente
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Verhaumlltnis NnNp asymp 17 (aus Leptonen Aumlra)
Alle Neutronen in He =gt Rest an Protonen fuumlr Wasserstoff
Nuklidkarte keine Kerne mit 5 oder 8 Nukleonen die dazwischen groszligteils instabil
Wasserstoff
Helium
schwerer
Verteilung der baryonischen Materie
23
Haumlufigkeit der (leichten) Elemente
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
n 106 min
1H 2H 3H 123 a
3He 4He6He808ms
8He122 ms
6Li 7Li8Li842 ms
9Li178 ms
7Be533 d
9Be10Be16106 a
11Be 138 s
8B770 ms
10B 11B 12B203 ms
9C127 ms
10C193 s
11C 203 min
12C 13C
n 106 min
1H 2H 3H 123 a
3He 4He6He808ms
8He122 ms
6Li 7Li8Li842 ms
9Li178 ms
7Be533 d
9Be10Be16106 a
11Be 138 s
8B770 ms
10B 11B 12B203 ms
9C127 ms
10C193 s
11C 203 min
12C 13C
N
Z
0 1 2 3 4 5 6 7
24
Altersverteilung der Sterne
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
S Skalenfaktor
Ω0 Dichteparameter
25
Probleme
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
bull Dunkle Materie
bull Inflation
Dunkle Materie Energie
Inflation
Felder mit abstoszligender Gravitation noumltig bislang nicht gefunden
26
Skalenfaktor
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Um von der Expansion unabhaumlngige Koordinaten zu haben fuumlhrt man den Skalenfaktor S(t) einDieser gibt somit auch die Groumlszligenentwicklung des Universums wieder
27
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
28
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
29
Was wird beobachtet
30
Der Himmel im Radio- und Infrarotbereich
31
Wie entstehen die Schwankungen
32
1 DM und Akustische Wellen
Verdichtungen von leuchtender Materie
Akustische Wellen
Gravitationswellen
verursachen
Strahlungsdruckverhindert
Verdichtungen vonDunkler Materie
stabilisieren
Temperatur-schwankungen
Strukturen wie Sterne und Galaxien
Sichtbar in CMB
Staumlrkstes Argument fuumlr die Anwesenheit von DM
33
1 Computersimulation bdquoMillennium Runldquo
Normale Materie
Dunkle Materie
MPI Astrophysik
34
Das expandierende Universum im Computer
35
Noch eine Simulation
36
Was kann man aus den Schwankungen uumlber die Kruumlmmung
des Raumes lernen
37
Informationen aus der Hintergrundstrahlung
38
1 Charakterisierung
Dunkle Materie
bull Keine Wechselwirkung mit Strahlung
bull Gravitationswirkung
39
1 Indizien
Indizien fuumlr Dunkle Materie
bull Rotationskurven Galaxienbull Galaxienhaufenbull Strukturbildung im Universum
40
1 Rotationskurven
Annahmen
bull Masse im Zentrum konzentriertbull Sterne bewegen sich auf Kreisbahnen
Newton Mechanik
Kreisbahnen Gravitationskraft = Zentrifugalkraft
Peripherie (M = const ) Zentralbereich (= const )
Gleiche Ergebnis bei relativistischer Rechnung
constM Gesamtmasse innerhalb der Bahn
41
1 Rotationskurven
Rotationskurve Galaxie Rotationskurve Sonnensystem
42
1 Ergebnisse der Messung
Vorhersage Peripherie
Masse nicht im Zentrum konzentriert
Beobachtungen der Leuchtkraftverteilung
in Kepler
43
Rotationskurven
Rotationskurven versch Galaxien
44
Halo aus Dunkler Materie
Halo
Typische Durchmesser
Galaxie
~ 10 kpc ~ 100 kpc
Modell
Galaxie von einem kugelfoumlrmigen DM-Halo stabilisiert
45
Nachweis DM in Clustern
Nicht verzerrte Galaxie Isodense (DM)
Gravitationslinsen bei Abell 2218
Goe
ke
Uni
Boc
hum
46
2 Kandidaten fuumlr Dunkle Materie
bull Baryonische Materie (3 Quarks)
bull Nicht-Baryonische Materie
zwei groszlige Klassen
47
2 Baryonische Materie
bull Gas und Staub
bull Asteroiden Meteoriten und Planeten
bull braune Zwerge
bull weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
bull Schwarze Loumlcher
Baryonische Kandidaten fuumlr DM
48
2 Gas
Heiszliges Gas emittiert Strahlung
Kaltes Gas
- waumlre in Galaxien und Galaxienhaufen sichtbar
bull absorbiert EM-Strahlung
- als DM nur in groszligen Zwischenraumlumen zwischen den Galaxienhaufen
Intergalaktisches Gas 36 ges
49
2 Staub Asteroiden und Meteoriten
Staubwolken
bull streuen das Licht von Sternenim Infraroten sichtbar
Adlernebel
Hale-Bopp
Asteroiden und Meteoritenbull schwere Elemente
im Vergleich zu H zu selten
Zur Loumlsung des Problems waumlre mehr Staub noumltig als beobachtet
50
2 Schwarze Loumlcher
bull extreme Masse 10MSlt M lt 106MS
bull sehr groszlige Schwerkraftbull leuchten gar nichtbull Vermutung
Im Zentrum von Galaxienmit M gt 100MS BH (Simulation)
Massive Schwarze Loumlcher
Keine Erklaumlrung der Rotationskurven ndash muumlssten im Halo sein
51
2 MACHOs
bull Planeten
bull Braune Zwerge
bull Weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
14
Universum wird transparent
Die Kerne koumlnnen Elektronen an sich binden
Keine Streuung von Photonen an freien Elektronen
Universum wird bdquodurchsichtigldquo
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 300000 a
15
Galaxien und Sterne entstehen
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 1 Mrd a
16
Wodurch wird sie gestuumltzt
Expansion des Universums
Hintergrundstrahlung
Haumlufigkeit der Elemente
Altersverteilung der Sterne
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
17
Expansion des Universums
Hubble (1929) v = H0 rEinleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
18
Expansion des Universums
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
19
Hintergrundstrahlung
Entstanden durch haumlufige Streuung der Photonen an Elektronen in der Photonen-Aumlra
1948 vorhergesagt
1964 zufaumlllig gemessen (1978 Nobelpreis)
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Schwarzkoumlrperspektrum
20
Hintergrundstrahlung
Sehr isotrop jedoch geringe Anisotropie mit besser werdenden Messgeraumlten festgestellt (WMAP)
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Informationen uumlber Dichteschwankungen
21
Hintergrundstrahlung
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Nur uumlber Urknallmodel erklaumlrbar
Hintergrundstrahlung und deren Spektrum
22
Haumlufigkeit der (leichten) Elemente
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Verhaumlltnis NnNp asymp 17 (aus Leptonen Aumlra)
Alle Neutronen in He =gt Rest an Protonen fuumlr Wasserstoff
Nuklidkarte keine Kerne mit 5 oder 8 Nukleonen die dazwischen groszligteils instabil
Wasserstoff
Helium
schwerer
Verteilung der baryonischen Materie
23
Haumlufigkeit der (leichten) Elemente
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
n 106 min
1H 2H 3H 123 a
3He 4He6He808ms
8He122 ms
6Li 7Li8Li842 ms
9Li178 ms
7Be533 d
9Be10Be16106 a
11Be 138 s
8B770 ms
10B 11B 12B203 ms
9C127 ms
10C193 s
11C 203 min
12C 13C
n 106 min
1H 2H 3H 123 a
3He 4He6He808ms
8He122 ms
6Li 7Li8Li842 ms
9Li178 ms
7Be533 d
9Be10Be16106 a
11Be 138 s
8B770 ms
10B 11B 12B203 ms
9C127 ms
10C193 s
11C 203 min
12C 13C
N
Z
0 1 2 3 4 5 6 7
24
Altersverteilung der Sterne
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
S Skalenfaktor
Ω0 Dichteparameter
25
Probleme
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
bull Dunkle Materie
bull Inflation
Dunkle Materie Energie
Inflation
Felder mit abstoszligender Gravitation noumltig bislang nicht gefunden
26
Skalenfaktor
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Um von der Expansion unabhaumlngige Koordinaten zu haben fuumlhrt man den Skalenfaktor S(t) einDieser gibt somit auch die Groumlszligenentwicklung des Universums wieder
27
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
28
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
29
Was wird beobachtet
30
Der Himmel im Radio- und Infrarotbereich
31
Wie entstehen die Schwankungen
32
1 DM und Akustische Wellen
Verdichtungen von leuchtender Materie
Akustische Wellen
Gravitationswellen
verursachen
Strahlungsdruckverhindert
Verdichtungen vonDunkler Materie
stabilisieren
Temperatur-schwankungen
Strukturen wie Sterne und Galaxien
Sichtbar in CMB
Staumlrkstes Argument fuumlr die Anwesenheit von DM
33
1 Computersimulation bdquoMillennium Runldquo
Normale Materie
Dunkle Materie
MPI Astrophysik
34
Das expandierende Universum im Computer
35
Noch eine Simulation
36
Was kann man aus den Schwankungen uumlber die Kruumlmmung
des Raumes lernen
37
Informationen aus der Hintergrundstrahlung
38
1 Charakterisierung
Dunkle Materie
bull Keine Wechselwirkung mit Strahlung
bull Gravitationswirkung
39
1 Indizien
Indizien fuumlr Dunkle Materie
bull Rotationskurven Galaxienbull Galaxienhaufenbull Strukturbildung im Universum
40
1 Rotationskurven
Annahmen
bull Masse im Zentrum konzentriertbull Sterne bewegen sich auf Kreisbahnen
Newton Mechanik
Kreisbahnen Gravitationskraft = Zentrifugalkraft
Peripherie (M = const ) Zentralbereich (= const )
Gleiche Ergebnis bei relativistischer Rechnung
constM Gesamtmasse innerhalb der Bahn
41
1 Rotationskurven
Rotationskurve Galaxie Rotationskurve Sonnensystem
42
1 Ergebnisse der Messung
Vorhersage Peripherie
Masse nicht im Zentrum konzentriert
Beobachtungen der Leuchtkraftverteilung
in Kepler
43
Rotationskurven
Rotationskurven versch Galaxien
44
Halo aus Dunkler Materie
Halo
Typische Durchmesser
Galaxie
~ 10 kpc ~ 100 kpc
Modell
Galaxie von einem kugelfoumlrmigen DM-Halo stabilisiert
45
Nachweis DM in Clustern
Nicht verzerrte Galaxie Isodense (DM)
Gravitationslinsen bei Abell 2218
Goe
ke
Uni
Boc
hum
46
2 Kandidaten fuumlr Dunkle Materie
bull Baryonische Materie (3 Quarks)
bull Nicht-Baryonische Materie
zwei groszlige Klassen
47
2 Baryonische Materie
bull Gas und Staub
bull Asteroiden Meteoriten und Planeten
bull braune Zwerge
bull weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
bull Schwarze Loumlcher
Baryonische Kandidaten fuumlr DM
48
2 Gas
Heiszliges Gas emittiert Strahlung
Kaltes Gas
- waumlre in Galaxien und Galaxienhaufen sichtbar
bull absorbiert EM-Strahlung
- als DM nur in groszligen Zwischenraumlumen zwischen den Galaxienhaufen
Intergalaktisches Gas 36 ges
49
2 Staub Asteroiden und Meteoriten
Staubwolken
bull streuen das Licht von Sternenim Infraroten sichtbar
Adlernebel
Hale-Bopp
Asteroiden und Meteoritenbull schwere Elemente
im Vergleich zu H zu selten
Zur Loumlsung des Problems waumlre mehr Staub noumltig als beobachtet
50
2 Schwarze Loumlcher
bull extreme Masse 10MSlt M lt 106MS
bull sehr groszlige Schwerkraftbull leuchten gar nichtbull Vermutung
Im Zentrum von Galaxienmit M gt 100MS BH (Simulation)
Massive Schwarze Loumlcher
Keine Erklaumlrung der Rotationskurven ndash muumlssten im Halo sein
51
2 MACHOs
bull Planeten
bull Braune Zwerge
bull Weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
15
Galaxien und Sterne entstehen
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Ablauf
- Planck Aumlra
- GUT Aumlra
-Inflation
- Elektroschwache Aumlra
- Leptonen Aumlra
- Photonen Aumlra
- Universum wird transparent
- Galaxien und Sterne entstehen
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Ab 1 Mrd a
16
Wodurch wird sie gestuumltzt
Expansion des Universums
Hintergrundstrahlung
Haumlufigkeit der Elemente
Altersverteilung der Sterne
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
17
Expansion des Universums
Hubble (1929) v = H0 rEinleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
18
Expansion des Universums
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
19
Hintergrundstrahlung
Entstanden durch haumlufige Streuung der Photonen an Elektronen in der Photonen-Aumlra
1948 vorhergesagt
1964 zufaumlllig gemessen (1978 Nobelpreis)
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Schwarzkoumlrperspektrum
20
Hintergrundstrahlung
Sehr isotrop jedoch geringe Anisotropie mit besser werdenden Messgeraumlten festgestellt (WMAP)
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Informationen uumlber Dichteschwankungen
21
Hintergrundstrahlung
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Nur uumlber Urknallmodel erklaumlrbar
Hintergrundstrahlung und deren Spektrum
22
Haumlufigkeit der (leichten) Elemente
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Verhaumlltnis NnNp asymp 17 (aus Leptonen Aumlra)
Alle Neutronen in He =gt Rest an Protonen fuumlr Wasserstoff
Nuklidkarte keine Kerne mit 5 oder 8 Nukleonen die dazwischen groszligteils instabil
Wasserstoff
Helium
schwerer
Verteilung der baryonischen Materie
23
Haumlufigkeit der (leichten) Elemente
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
n 106 min
1H 2H 3H 123 a
3He 4He6He808ms
8He122 ms
6Li 7Li8Li842 ms
9Li178 ms
7Be533 d
9Be10Be16106 a
11Be 138 s
8B770 ms
10B 11B 12B203 ms
9C127 ms
10C193 s
11C 203 min
12C 13C
n 106 min
1H 2H 3H 123 a
3He 4He6He808ms
8He122 ms
6Li 7Li8Li842 ms
9Li178 ms
7Be533 d
9Be10Be16106 a
11Be 138 s
8B770 ms
10B 11B 12B203 ms
9C127 ms
10C193 s
11C 203 min
12C 13C
N
Z
0 1 2 3 4 5 6 7
24
Altersverteilung der Sterne
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
S Skalenfaktor
Ω0 Dichteparameter
25
Probleme
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
bull Dunkle Materie
bull Inflation
Dunkle Materie Energie
Inflation
Felder mit abstoszligender Gravitation noumltig bislang nicht gefunden
26
Skalenfaktor
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Um von der Expansion unabhaumlngige Koordinaten zu haben fuumlhrt man den Skalenfaktor S(t) einDieser gibt somit auch die Groumlszligenentwicklung des Universums wieder
27
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
28
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
29
Was wird beobachtet
30
Der Himmel im Radio- und Infrarotbereich
31
Wie entstehen die Schwankungen
32
1 DM und Akustische Wellen
Verdichtungen von leuchtender Materie
Akustische Wellen
Gravitationswellen
verursachen
Strahlungsdruckverhindert
Verdichtungen vonDunkler Materie
stabilisieren
Temperatur-schwankungen
Strukturen wie Sterne und Galaxien
Sichtbar in CMB
Staumlrkstes Argument fuumlr die Anwesenheit von DM
33
1 Computersimulation bdquoMillennium Runldquo
Normale Materie
Dunkle Materie
MPI Astrophysik
34
Das expandierende Universum im Computer
35
Noch eine Simulation
36
Was kann man aus den Schwankungen uumlber die Kruumlmmung
des Raumes lernen
37
Informationen aus der Hintergrundstrahlung
38
1 Charakterisierung
Dunkle Materie
bull Keine Wechselwirkung mit Strahlung
bull Gravitationswirkung
39
1 Indizien
Indizien fuumlr Dunkle Materie
bull Rotationskurven Galaxienbull Galaxienhaufenbull Strukturbildung im Universum
40
1 Rotationskurven
Annahmen
bull Masse im Zentrum konzentriertbull Sterne bewegen sich auf Kreisbahnen
Newton Mechanik
Kreisbahnen Gravitationskraft = Zentrifugalkraft
Peripherie (M = const ) Zentralbereich (= const )
Gleiche Ergebnis bei relativistischer Rechnung
constM Gesamtmasse innerhalb der Bahn
41
1 Rotationskurven
Rotationskurve Galaxie Rotationskurve Sonnensystem
42
1 Ergebnisse der Messung
Vorhersage Peripherie
Masse nicht im Zentrum konzentriert
Beobachtungen der Leuchtkraftverteilung
in Kepler
43
Rotationskurven
Rotationskurven versch Galaxien
44
Halo aus Dunkler Materie
Halo
Typische Durchmesser
Galaxie
~ 10 kpc ~ 100 kpc
Modell
Galaxie von einem kugelfoumlrmigen DM-Halo stabilisiert
45
Nachweis DM in Clustern
Nicht verzerrte Galaxie Isodense (DM)
Gravitationslinsen bei Abell 2218
Goe
ke
Uni
Boc
hum
46
2 Kandidaten fuumlr Dunkle Materie
bull Baryonische Materie (3 Quarks)
bull Nicht-Baryonische Materie
zwei groszlige Klassen
47
2 Baryonische Materie
bull Gas und Staub
bull Asteroiden Meteoriten und Planeten
bull braune Zwerge
bull weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
bull Schwarze Loumlcher
Baryonische Kandidaten fuumlr DM
48
2 Gas
Heiszliges Gas emittiert Strahlung
Kaltes Gas
- waumlre in Galaxien und Galaxienhaufen sichtbar
bull absorbiert EM-Strahlung
- als DM nur in groszligen Zwischenraumlumen zwischen den Galaxienhaufen
Intergalaktisches Gas 36 ges
49
2 Staub Asteroiden und Meteoriten
Staubwolken
bull streuen das Licht von Sternenim Infraroten sichtbar
Adlernebel
Hale-Bopp
Asteroiden und Meteoritenbull schwere Elemente
im Vergleich zu H zu selten
Zur Loumlsung des Problems waumlre mehr Staub noumltig als beobachtet
50
2 Schwarze Loumlcher
bull extreme Masse 10MSlt M lt 106MS
bull sehr groszlige Schwerkraftbull leuchten gar nichtbull Vermutung
Im Zentrum von Galaxienmit M gt 100MS BH (Simulation)
Massive Schwarze Loumlcher
Keine Erklaumlrung der Rotationskurven ndash muumlssten im Halo sein
51
2 MACHOs
bull Planeten
bull Braune Zwerge
bull Weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
16
Wodurch wird sie gestuumltzt
Expansion des Universums
Hintergrundstrahlung
Haumlufigkeit der Elemente
Altersverteilung der Sterne
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
17
Expansion des Universums
Hubble (1929) v = H0 rEinleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
18
Expansion des Universums
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
19
Hintergrundstrahlung
Entstanden durch haumlufige Streuung der Photonen an Elektronen in der Photonen-Aumlra
1948 vorhergesagt
1964 zufaumlllig gemessen (1978 Nobelpreis)
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Schwarzkoumlrperspektrum
20
Hintergrundstrahlung
Sehr isotrop jedoch geringe Anisotropie mit besser werdenden Messgeraumlten festgestellt (WMAP)
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Informationen uumlber Dichteschwankungen
21
Hintergrundstrahlung
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Nur uumlber Urknallmodel erklaumlrbar
Hintergrundstrahlung und deren Spektrum
22
Haumlufigkeit der (leichten) Elemente
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Verhaumlltnis NnNp asymp 17 (aus Leptonen Aumlra)
Alle Neutronen in He =gt Rest an Protonen fuumlr Wasserstoff
Nuklidkarte keine Kerne mit 5 oder 8 Nukleonen die dazwischen groszligteils instabil
Wasserstoff
Helium
schwerer
Verteilung der baryonischen Materie
23
Haumlufigkeit der (leichten) Elemente
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
n 106 min
1H 2H 3H 123 a
3He 4He6He808ms
8He122 ms
6Li 7Li8Li842 ms
9Li178 ms
7Be533 d
9Be10Be16106 a
11Be 138 s
8B770 ms
10B 11B 12B203 ms
9C127 ms
10C193 s
11C 203 min
12C 13C
n 106 min
1H 2H 3H 123 a
3He 4He6He808ms
8He122 ms
6Li 7Li8Li842 ms
9Li178 ms
7Be533 d
9Be10Be16106 a
11Be 138 s
8B770 ms
10B 11B 12B203 ms
9C127 ms
10C193 s
11C 203 min
12C 13C
N
Z
0 1 2 3 4 5 6 7
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Altersverteilung der Sterne
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
S Skalenfaktor
Ω0 Dichteparameter
25
Probleme
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
bull Dunkle Materie
bull Inflation
Dunkle Materie Energie
Inflation
Felder mit abstoszligender Gravitation noumltig bislang nicht gefunden
26
Skalenfaktor
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Um von der Expansion unabhaumlngige Koordinaten zu haben fuumlhrt man den Skalenfaktor S(t) einDieser gibt somit auch die Groumlszligenentwicklung des Universums wieder
27
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
28
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
29
Was wird beobachtet
30
Der Himmel im Radio- und Infrarotbereich
31
Wie entstehen die Schwankungen
32
1 DM und Akustische Wellen
Verdichtungen von leuchtender Materie
Akustische Wellen
Gravitationswellen
verursachen
Strahlungsdruckverhindert
Verdichtungen vonDunkler Materie
stabilisieren
Temperatur-schwankungen
Strukturen wie Sterne und Galaxien
Sichtbar in CMB
Staumlrkstes Argument fuumlr die Anwesenheit von DM
33
1 Computersimulation bdquoMillennium Runldquo
Normale Materie
Dunkle Materie
MPI Astrophysik
34
Das expandierende Universum im Computer
35
Noch eine Simulation
36
Was kann man aus den Schwankungen uumlber die Kruumlmmung
des Raumes lernen
37
Informationen aus der Hintergrundstrahlung
38
1 Charakterisierung
Dunkle Materie
bull Keine Wechselwirkung mit Strahlung
bull Gravitationswirkung
39
1 Indizien
Indizien fuumlr Dunkle Materie
bull Rotationskurven Galaxienbull Galaxienhaufenbull Strukturbildung im Universum
40
1 Rotationskurven
Annahmen
bull Masse im Zentrum konzentriertbull Sterne bewegen sich auf Kreisbahnen
Newton Mechanik
Kreisbahnen Gravitationskraft = Zentrifugalkraft
Peripherie (M = const ) Zentralbereich (= const )
Gleiche Ergebnis bei relativistischer Rechnung
constM Gesamtmasse innerhalb der Bahn
41
1 Rotationskurven
Rotationskurve Galaxie Rotationskurve Sonnensystem
42
1 Ergebnisse der Messung
Vorhersage Peripherie
Masse nicht im Zentrum konzentriert
Beobachtungen der Leuchtkraftverteilung
in Kepler
43
Rotationskurven
Rotationskurven versch Galaxien
44
Halo aus Dunkler Materie
Halo
Typische Durchmesser
Galaxie
~ 10 kpc ~ 100 kpc
Modell
Galaxie von einem kugelfoumlrmigen DM-Halo stabilisiert
45
Nachweis DM in Clustern
Nicht verzerrte Galaxie Isodense (DM)
Gravitationslinsen bei Abell 2218
Goe
ke
Uni
Boc
hum
46
2 Kandidaten fuumlr Dunkle Materie
bull Baryonische Materie (3 Quarks)
bull Nicht-Baryonische Materie
zwei groszlige Klassen
47
2 Baryonische Materie
bull Gas und Staub
bull Asteroiden Meteoriten und Planeten
bull braune Zwerge
bull weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
bull Schwarze Loumlcher
Baryonische Kandidaten fuumlr DM
48
2 Gas
Heiszliges Gas emittiert Strahlung
Kaltes Gas
- waumlre in Galaxien und Galaxienhaufen sichtbar
bull absorbiert EM-Strahlung
- als DM nur in groszligen Zwischenraumlumen zwischen den Galaxienhaufen
Intergalaktisches Gas 36 ges
49
2 Staub Asteroiden und Meteoriten
Staubwolken
bull streuen das Licht von Sternenim Infraroten sichtbar
Adlernebel
Hale-Bopp
Asteroiden und Meteoritenbull schwere Elemente
im Vergleich zu H zu selten
Zur Loumlsung des Problems waumlre mehr Staub noumltig als beobachtet
50
2 Schwarze Loumlcher
bull extreme Masse 10MSlt M lt 106MS
bull sehr groszlige Schwerkraftbull leuchten gar nichtbull Vermutung
Im Zentrum von Galaxienmit M gt 100MS BH (Simulation)
Massive Schwarze Loumlcher
Keine Erklaumlrung der Rotationskurven ndash muumlssten im Halo sein
51
2 MACHOs
bull Planeten
bull Braune Zwerge
bull Weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
17
Expansion des Universums
Hubble (1929) v = H0 rEinleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
18
Expansion des Universums
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
19
Hintergrundstrahlung
Entstanden durch haumlufige Streuung der Photonen an Elektronen in der Photonen-Aumlra
1948 vorhergesagt
1964 zufaumlllig gemessen (1978 Nobelpreis)
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Schwarzkoumlrperspektrum
20
Hintergrundstrahlung
Sehr isotrop jedoch geringe Anisotropie mit besser werdenden Messgeraumlten festgestellt (WMAP)
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Informationen uumlber Dichteschwankungen
21
Hintergrundstrahlung
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Nur uumlber Urknallmodel erklaumlrbar
Hintergrundstrahlung und deren Spektrum
22
Haumlufigkeit der (leichten) Elemente
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Verhaumlltnis NnNp asymp 17 (aus Leptonen Aumlra)
Alle Neutronen in He =gt Rest an Protonen fuumlr Wasserstoff
Nuklidkarte keine Kerne mit 5 oder 8 Nukleonen die dazwischen groszligteils instabil
Wasserstoff
Helium
schwerer
Verteilung der baryonischen Materie
23
Haumlufigkeit der (leichten) Elemente
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
n 106 min
1H 2H 3H 123 a
3He 4He6He808ms
8He122 ms
6Li 7Li8Li842 ms
9Li178 ms
7Be533 d
9Be10Be16106 a
11Be 138 s
8B770 ms
10B 11B 12B203 ms
9C127 ms
10C193 s
11C 203 min
12C 13C
n 106 min
1H 2H 3H 123 a
3He 4He6He808ms
8He122 ms
6Li 7Li8Li842 ms
9Li178 ms
7Be533 d
9Be10Be16106 a
11Be 138 s
8B770 ms
10B 11B 12B203 ms
9C127 ms
10C193 s
11C 203 min
12C 13C
N
Z
0 1 2 3 4 5 6 7
24
Altersverteilung der Sterne
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
S Skalenfaktor
Ω0 Dichteparameter
25
Probleme
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
bull Dunkle Materie
bull Inflation
Dunkle Materie Energie
Inflation
Felder mit abstoszligender Gravitation noumltig bislang nicht gefunden
26
Skalenfaktor
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Um von der Expansion unabhaumlngige Koordinaten zu haben fuumlhrt man den Skalenfaktor S(t) einDieser gibt somit auch die Groumlszligenentwicklung des Universums wieder
27
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
28
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
29
Was wird beobachtet
30
Der Himmel im Radio- und Infrarotbereich
31
Wie entstehen die Schwankungen
32
1 DM und Akustische Wellen
Verdichtungen von leuchtender Materie
Akustische Wellen
Gravitationswellen
verursachen
Strahlungsdruckverhindert
Verdichtungen vonDunkler Materie
stabilisieren
Temperatur-schwankungen
Strukturen wie Sterne und Galaxien
Sichtbar in CMB
Staumlrkstes Argument fuumlr die Anwesenheit von DM
33
1 Computersimulation bdquoMillennium Runldquo
Normale Materie
Dunkle Materie
MPI Astrophysik
34
Das expandierende Universum im Computer
35
Noch eine Simulation
36
Was kann man aus den Schwankungen uumlber die Kruumlmmung
des Raumes lernen
37
Informationen aus der Hintergrundstrahlung
38
1 Charakterisierung
Dunkle Materie
bull Keine Wechselwirkung mit Strahlung
bull Gravitationswirkung
39
1 Indizien
Indizien fuumlr Dunkle Materie
bull Rotationskurven Galaxienbull Galaxienhaufenbull Strukturbildung im Universum
40
1 Rotationskurven
Annahmen
bull Masse im Zentrum konzentriertbull Sterne bewegen sich auf Kreisbahnen
Newton Mechanik
Kreisbahnen Gravitationskraft = Zentrifugalkraft
Peripherie (M = const ) Zentralbereich (= const )
Gleiche Ergebnis bei relativistischer Rechnung
constM Gesamtmasse innerhalb der Bahn
41
1 Rotationskurven
Rotationskurve Galaxie Rotationskurve Sonnensystem
42
1 Ergebnisse der Messung
Vorhersage Peripherie
Masse nicht im Zentrum konzentriert
Beobachtungen der Leuchtkraftverteilung
in Kepler
43
Rotationskurven
Rotationskurven versch Galaxien
44
Halo aus Dunkler Materie
Halo
Typische Durchmesser
Galaxie
~ 10 kpc ~ 100 kpc
Modell
Galaxie von einem kugelfoumlrmigen DM-Halo stabilisiert
45
Nachweis DM in Clustern
Nicht verzerrte Galaxie Isodense (DM)
Gravitationslinsen bei Abell 2218
Goe
ke
Uni
Boc
hum
46
2 Kandidaten fuumlr Dunkle Materie
bull Baryonische Materie (3 Quarks)
bull Nicht-Baryonische Materie
zwei groszlige Klassen
47
2 Baryonische Materie
bull Gas und Staub
bull Asteroiden Meteoriten und Planeten
bull braune Zwerge
bull weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
bull Schwarze Loumlcher
Baryonische Kandidaten fuumlr DM
48
2 Gas
Heiszliges Gas emittiert Strahlung
Kaltes Gas
- waumlre in Galaxien und Galaxienhaufen sichtbar
bull absorbiert EM-Strahlung
- als DM nur in groszligen Zwischenraumlumen zwischen den Galaxienhaufen
Intergalaktisches Gas 36 ges
49
2 Staub Asteroiden und Meteoriten
Staubwolken
bull streuen das Licht von Sternenim Infraroten sichtbar
Adlernebel
Hale-Bopp
Asteroiden und Meteoritenbull schwere Elemente
im Vergleich zu H zu selten
Zur Loumlsung des Problems waumlre mehr Staub noumltig als beobachtet
50
2 Schwarze Loumlcher
bull extreme Masse 10MSlt M lt 106MS
bull sehr groszlige Schwerkraftbull leuchten gar nichtbull Vermutung
Im Zentrum von Galaxienmit M gt 100MS BH (Simulation)
Massive Schwarze Loumlcher
Keine Erklaumlrung der Rotationskurven ndash muumlssten im Halo sein
51
2 MACHOs
bull Planeten
bull Braune Zwerge
bull Weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
18
Expansion des Universums
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
19
Hintergrundstrahlung
Entstanden durch haumlufige Streuung der Photonen an Elektronen in der Photonen-Aumlra
1948 vorhergesagt
1964 zufaumlllig gemessen (1978 Nobelpreis)
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Schwarzkoumlrperspektrum
20
Hintergrundstrahlung
Sehr isotrop jedoch geringe Anisotropie mit besser werdenden Messgeraumlten festgestellt (WMAP)
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Informationen uumlber Dichteschwankungen
21
Hintergrundstrahlung
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Nur uumlber Urknallmodel erklaumlrbar
Hintergrundstrahlung und deren Spektrum
22
Haumlufigkeit der (leichten) Elemente
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Verhaumlltnis NnNp asymp 17 (aus Leptonen Aumlra)
Alle Neutronen in He =gt Rest an Protonen fuumlr Wasserstoff
Nuklidkarte keine Kerne mit 5 oder 8 Nukleonen die dazwischen groszligteils instabil
Wasserstoff
Helium
schwerer
Verteilung der baryonischen Materie
23
Haumlufigkeit der (leichten) Elemente
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
n 106 min
1H 2H 3H 123 a
3He 4He6He808ms
8He122 ms
6Li 7Li8Li842 ms
9Li178 ms
7Be533 d
9Be10Be16106 a
11Be 138 s
8B770 ms
10B 11B 12B203 ms
9C127 ms
10C193 s
11C 203 min
12C 13C
n 106 min
1H 2H 3H 123 a
3He 4He6He808ms
8He122 ms
6Li 7Li8Li842 ms
9Li178 ms
7Be533 d
9Be10Be16106 a
11Be 138 s
8B770 ms
10B 11B 12B203 ms
9C127 ms
10C193 s
11C 203 min
12C 13C
N
Z
0 1 2 3 4 5 6 7
24
Altersverteilung der Sterne
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
S Skalenfaktor
Ω0 Dichteparameter
25
Probleme
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
bull Dunkle Materie
bull Inflation
Dunkle Materie Energie
Inflation
Felder mit abstoszligender Gravitation noumltig bislang nicht gefunden
26
Skalenfaktor
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Um von der Expansion unabhaumlngige Koordinaten zu haben fuumlhrt man den Skalenfaktor S(t) einDieser gibt somit auch die Groumlszligenentwicklung des Universums wieder
27
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
28
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
29
Was wird beobachtet
30
Der Himmel im Radio- und Infrarotbereich
31
Wie entstehen die Schwankungen
32
1 DM und Akustische Wellen
Verdichtungen von leuchtender Materie
Akustische Wellen
Gravitationswellen
verursachen
Strahlungsdruckverhindert
Verdichtungen vonDunkler Materie
stabilisieren
Temperatur-schwankungen
Strukturen wie Sterne und Galaxien
Sichtbar in CMB
Staumlrkstes Argument fuumlr die Anwesenheit von DM
33
1 Computersimulation bdquoMillennium Runldquo
Normale Materie
Dunkle Materie
MPI Astrophysik
34
Das expandierende Universum im Computer
35
Noch eine Simulation
36
Was kann man aus den Schwankungen uumlber die Kruumlmmung
des Raumes lernen
37
Informationen aus der Hintergrundstrahlung
38
1 Charakterisierung
Dunkle Materie
bull Keine Wechselwirkung mit Strahlung
bull Gravitationswirkung
39
1 Indizien
Indizien fuumlr Dunkle Materie
bull Rotationskurven Galaxienbull Galaxienhaufenbull Strukturbildung im Universum
40
1 Rotationskurven
Annahmen
bull Masse im Zentrum konzentriertbull Sterne bewegen sich auf Kreisbahnen
Newton Mechanik
Kreisbahnen Gravitationskraft = Zentrifugalkraft
Peripherie (M = const ) Zentralbereich (= const )
Gleiche Ergebnis bei relativistischer Rechnung
constM Gesamtmasse innerhalb der Bahn
41
1 Rotationskurven
Rotationskurve Galaxie Rotationskurve Sonnensystem
42
1 Ergebnisse der Messung
Vorhersage Peripherie
Masse nicht im Zentrum konzentriert
Beobachtungen der Leuchtkraftverteilung
in Kepler
43
Rotationskurven
Rotationskurven versch Galaxien
44
Halo aus Dunkler Materie
Halo
Typische Durchmesser
Galaxie
~ 10 kpc ~ 100 kpc
Modell
Galaxie von einem kugelfoumlrmigen DM-Halo stabilisiert
45
Nachweis DM in Clustern
Nicht verzerrte Galaxie Isodense (DM)
Gravitationslinsen bei Abell 2218
Goe
ke
Uni
Boc
hum
46
2 Kandidaten fuumlr Dunkle Materie
bull Baryonische Materie (3 Quarks)
bull Nicht-Baryonische Materie
zwei groszlige Klassen
47
2 Baryonische Materie
bull Gas und Staub
bull Asteroiden Meteoriten und Planeten
bull braune Zwerge
bull weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
bull Schwarze Loumlcher
Baryonische Kandidaten fuumlr DM
48
2 Gas
Heiszliges Gas emittiert Strahlung
Kaltes Gas
- waumlre in Galaxien und Galaxienhaufen sichtbar
bull absorbiert EM-Strahlung
- als DM nur in groszligen Zwischenraumlumen zwischen den Galaxienhaufen
Intergalaktisches Gas 36 ges
49
2 Staub Asteroiden und Meteoriten
Staubwolken
bull streuen das Licht von Sternenim Infraroten sichtbar
Adlernebel
Hale-Bopp
Asteroiden und Meteoritenbull schwere Elemente
im Vergleich zu H zu selten
Zur Loumlsung des Problems waumlre mehr Staub noumltig als beobachtet
50
2 Schwarze Loumlcher
bull extreme Masse 10MSlt M lt 106MS
bull sehr groszlige Schwerkraftbull leuchten gar nichtbull Vermutung
Im Zentrum von Galaxienmit M gt 100MS BH (Simulation)
Massive Schwarze Loumlcher
Keine Erklaumlrung der Rotationskurven ndash muumlssten im Halo sein
51
2 MACHOs
bull Planeten
bull Braune Zwerge
bull Weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
19
Hintergrundstrahlung
Entstanden durch haumlufige Streuung der Photonen an Elektronen in der Photonen-Aumlra
1948 vorhergesagt
1964 zufaumlllig gemessen (1978 Nobelpreis)
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Schwarzkoumlrperspektrum
20
Hintergrundstrahlung
Sehr isotrop jedoch geringe Anisotropie mit besser werdenden Messgeraumlten festgestellt (WMAP)
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Informationen uumlber Dichteschwankungen
21
Hintergrundstrahlung
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Nur uumlber Urknallmodel erklaumlrbar
Hintergrundstrahlung und deren Spektrum
22
Haumlufigkeit der (leichten) Elemente
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Verhaumlltnis NnNp asymp 17 (aus Leptonen Aumlra)
Alle Neutronen in He =gt Rest an Protonen fuumlr Wasserstoff
Nuklidkarte keine Kerne mit 5 oder 8 Nukleonen die dazwischen groszligteils instabil
Wasserstoff
Helium
schwerer
Verteilung der baryonischen Materie
23
Haumlufigkeit der (leichten) Elemente
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
n 106 min
1H 2H 3H 123 a
3He 4He6He808ms
8He122 ms
6Li 7Li8Li842 ms
9Li178 ms
7Be533 d
9Be10Be16106 a
11Be 138 s
8B770 ms
10B 11B 12B203 ms
9C127 ms
10C193 s
11C 203 min
12C 13C
n 106 min
1H 2H 3H 123 a
3He 4He6He808ms
8He122 ms
6Li 7Li8Li842 ms
9Li178 ms
7Be533 d
9Be10Be16106 a
11Be 138 s
8B770 ms
10B 11B 12B203 ms
9C127 ms
10C193 s
11C 203 min
12C 13C
N
Z
0 1 2 3 4 5 6 7
24
Altersverteilung der Sterne
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
S Skalenfaktor
Ω0 Dichteparameter
25
Probleme
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
bull Dunkle Materie
bull Inflation
Dunkle Materie Energie
Inflation
Felder mit abstoszligender Gravitation noumltig bislang nicht gefunden
26
Skalenfaktor
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Um von der Expansion unabhaumlngige Koordinaten zu haben fuumlhrt man den Skalenfaktor S(t) einDieser gibt somit auch die Groumlszligenentwicklung des Universums wieder
27
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
28
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
29
Was wird beobachtet
30
Der Himmel im Radio- und Infrarotbereich
31
Wie entstehen die Schwankungen
32
1 DM und Akustische Wellen
Verdichtungen von leuchtender Materie
Akustische Wellen
Gravitationswellen
verursachen
Strahlungsdruckverhindert
Verdichtungen vonDunkler Materie
stabilisieren
Temperatur-schwankungen
Strukturen wie Sterne und Galaxien
Sichtbar in CMB
Staumlrkstes Argument fuumlr die Anwesenheit von DM
33
1 Computersimulation bdquoMillennium Runldquo
Normale Materie
Dunkle Materie
MPI Astrophysik
34
Das expandierende Universum im Computer
35
Noch eine Simulation
36
Was kann man aus den Schwankungen uumlber die Kruumlmmung
des Raumes lernen
37
Informationen aus der Hintergrundstrahlung
38
1 Charakterisierung
Dunkle Materie
bull Keine Wechselwirkung mit Strahlung
bull Gravitationswirkung
39
1 Indizien
Indizien fuumlr Dunkle Materie
bull Rotationskurven Galaxienbull Galaxienhaufenbull Strukturbildung im Universum
40
1 Rotationskurven
Annahmen
bull Masse im Zentrum konzentriertbull Sterne bewegen sich auf Kreisbahnen
Newton Mechanik
Kreisbahnen Gravitationskraft = Zentrifugalkraft
Peripherie (M = const ) Zentralbereich (= const )
Gleiche Ergebnis bei relativistischer Rechnung
constM Gesamtmasse innerhalb der Bahn
41
1 Rotationskurven
Rotationskurve Galaxie Rotationskurve Sonnensystem
42
1 Ergebnisse der Messung
Vorhersage Peripherie
Masse nicht im Zentrum konzentriert
Beobachtungen der Leuchtkraftverteilung
in Kepler
43
Rotationskurven
Rotationskurven versch Galaxien
44
Halo aus Dunkler Materie
Halo
Typische Durchmesser
Galaxie
~ 10 kpc ~ 100 kpc
Modell
Galaxie von einem kugelfoumlrmigen DM-Halo stabilisiert
45
Nachweis DM in Clustern
Nicht verzerrte Galaxie Isodense (DM)
Gravitationslinsen bei Abell 2218
Goe
ke
Uni
Boc
hum
46
2 Kandidaten fuumlr Dunkle Materie
bull Baryonische Materie (3 Quarks)
bull Nicht-Baryonische Materie
zwei groszlige Klassen
47
2 Baryonische Materie
bull Gas und Staub
bull Asteroiden Meteoriten und Planeten
bull braune Zwerge
bull weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
bull Schwarze Loumlcher
Baryonische Kandidaten fuumlr DM
48
2 Gas
Heiszliges Gas emittiert Strahlung
Kaltes Gas
- waumlre in Galaxien und Galaxienhaufen sichtbar
bull absorbiert EM-Strahlung
- als DM nur in groszligen Zwischenraumlumen zwischen den Galaxienhaufen
Intergalaktisches Gas 36 ges
49
2 Staub Asteroiden und Meteoriten
Staubwolken
bull streuen das Licht von Sternenim Infraroten sichtbar
Adlernebel
Hale-Bopp
Asteroiden und Meteoritenbull schwere Elemente
im Vergleich zu H zu selten
Zur Loumlsung des Problems waumlre mehr Staub noumltig als beobachtet
50
2 Schwarze Loumlcher
bull extreme Masse 10MSlt M lt 106MS
bull sehr groszlige Schwerkraftbull leuchten gar nichtbull Vermutung
Im Zentrum von Galaxienmit M gt 100MS BH (Simulation)
Massive Schwarze Loumlcher
Keine Erklaumlrung der Rotationskurven ndash muumlssten im Halo sein
51
2 MACHOs
bull Planeten
bull Braune Zwerge
bull Weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
20
Hintergrundstrahlung
Sehr isotrop jedoch geringe Anisotropie mit besser werdenden Messgeraumlten festgestellt (WMAP)
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Informationen uumlber Dichteschwankungen
21
Hintergrundstrahlung
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Nur uumlber Urknallmodel erklaumlrbar
Hintergrundstrahlung und deren Spektrum
22
Haumlufigkeit der (leichten) Elemente
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Verhaumlltnis NnNp asymp 17 (aus Leptonen Aumlra)
Alle Neutronen in He =gt Rest an Protonen fuumlr Wasserstoff
Nuklidkarte keine Kerne mit 5 oder 8 Nukleonen die dazwischen groszligteils instabil
Wasserstoff
Helium
schwerer
Verteilung der baryonischen Materie
23
Haumlufigkeit der (leichten) Elemente
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
n 106 min
1H 2H 3H 123 a
3He 4He6He808ms
8He122 ms
6Li 7Li8Li842 ms
9Li178 ms
7Be533 d
9Be10Be16106 a
11Be 138 s
8B770 ms
10B 11B 12B203 ms
9C127 ms
10C193 s
11C 203 min
12C 13C
n 106 min
1H 2H 3H 123 a
3He 4He6He808ms
8He122 ms
6Li 7Li8Li842 ms
9Li178 ms
7Be533 d
9Be10Be16106 a
11Be 138 s
8B770 ms
10B 11B 12B203 ms
9C127 ms
10C193 s
11C 203 min
12C 13C
N
Z
0 1 2 3 4 5 6 7
24
Altersverteilung der Sterne
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
S Skalenfaktor
Ω0 Dichteparameter
25
Probleme
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
bull Dunkle Materie
bull Inflation
Dunkle Materie Energie
Inflation
Felder mit abstoszligender Gravitation noumltig bislang nicht gefunden
26
Skalenfaktor
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Um von der Expansion unabhaumlngige Koordinaten zu haben fuumlhrt man den Skalenfaktor S(t) einDieser gibt somit auch die Groumlszligenentwicklung des Universums wieder
27
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
28
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
29
Was wird beobachtet
30
Der Himmel im Radio- und Infrarotbereich
31
Wie entstehen die Schwankungen
32
1 DM und Akustische Wellen
Verdichtungen von leuchtender Materie
Akustische Wellen
Gravitationswellen
verursachen
Strahlungsdruckverhindert
Verdichtungen vonDunkler Materie
stabilisieren
Temperatur-schwankungen
Strukturen wie Sterne und Galaxien
Sichtbar in CMB
Staumlrkstes Argument fuumlr die Anwesenheit von DM
33
1 Computersimulation bdquoMillennium Runldquo
Normale Materie
Dunkle Materie
MPI Astrophysik
34
Das expandierende Universum im Computer
35
Noch eine Simulation
36
Was kann man aus den Schwankungen uumlber die Kruumlmmung
des Raumes lernen
37
Informationen aus der Hintergrundstrahlung
38
1 Charakterisierung
Dunkle Materie
bull Keine Wechselwirkung mit Strahlung
bull Gravitationswirkung
39
1 Indizien
Indizien fuumlr Dunkle Materie
bull Rotationskurven Galaxienbull Galaxienhaufenbull Strukturbildung im Universum
40
1 Rotationskurven
Annahmen
bull Masse im Zentrum konzentriertbull Sterne bewegen sich auf Kreisbahnen
Newton Mechanik
Kreisbahnen Gravitationskraft = Zentrifugalkraft
Peripherie (M = const ) Zentralbereich (= const )
Gleiche Ergebnis bei relativistischer Rechnung
constM Gesamtmasse innerhalb der Bahn
41
1 Rotationskurven
Rotationskurve Galaxie Rotationskurve Sonnensystem
42
1 Ergebnisse der Messung
Vorhersage Peripherie
Masse nicht im Zentrum konzentriert
Beobachtungen der Leuchtkraftverteilung
in Kepler
43
Rotationskurven
Rotationskurven versch Galaxien
44
Halo aus Dunkler Materie
Halo
Typische Durchmesser
Galaxie
~ 10 kpc ~ 100 kpc
Modell
Galaxie von einem kugelfoumlrmigen DM-Halo stabilisiert
45
Nachweis DM in Clustern
Nicht verzerrte Galaxie Isodense (DM)
Gravitationslinsen bei Abell 2218
Goe
ke
Uni
Boc
hum
46
2 Kandidaten fuumlr Dunkle Materie
bull Baryonische Materie (3 Quarks)
bull Nicht-Baryonische Materie
zwei groszlige Klassen
47
2 Baryonische Materie
bull Gas und Staub
bull Asteroiden Meteoriten und Planeten
bull braune Zwerge
bull weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
bull Schwarze Loumlcher
Baryonische Kandidaten fuumlr DM
48
2 Gas
Heiszliges Gas emittiert Strahlung
Kaltes Gas
- waumlre in Galaxien und Galaxienhaufen sichtbar
bull absorbiert EM-Strahlung
- als DM nur in groszligen Zwischenraumlumen zwischen den Galaxienhaufen
Intergalaktisches Gas 36 ges
49
2 Staub Asteroiden und Meteoriten
Staubwolken
bull streuen das Licht von Sternenim Infraroten sichtbar
Adlernebel
Hale-Bopp
Asteroiden und Meteoritenbull schwere Elemente
im Vergleich zu H zu selten
Zur Loumlsung des Problems waumlre mehr Staub noumltig als beobachtet
50
2 Schwarze Loumlcher
bull extreme Masse 10MSlt M lt 106MS
bull sehr groszlige Schwerkraftbull leuchten gar nichtbull Vermutung
Im Zentrum von Galaxienmit M gt 100MS BH (Simulation)
Massive Schwarze Loumlcher
Keine Erklaumlrung der Rotationskurven ndash muumlssten im Halo sein
51
2 MACHOs
bull Planeten
bull Braune Zwerge
bull Weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
21
Hintergrundstrahlung
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Nur uumlber Urknallmodel erklaumlrbar
Hintergrundstrahlung und deren Spektrum
22
Haumlufigkeit der (leichten) Elemente
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Verhaumlltnis NnNp asymp 17 (aus Leptonen Aumlra)
Alle Neutronen in He =gt Rest an Protonen fuumlr Wasserstoff
Nuklidkarte keine Kerne mit 5 oder 8 Nukleonen die dazwischen groszligteils instabil
Wasserstoff
Helium
schwerer
Verteilung der baryonischen Materie
23
Haumlufigkeit der (leichten) Elemente
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
n 106 min
1H 2H 3H 123 a
3He 4He6He808ms
8He122 ms
6Li 7Li8Li842 ms
9Li178 ms
7Be533 d
9Be10Be16106 a
11Be 138 s
8B770 ms
10B 11B 12B203 ms
9C127 ms
10C193 s
11C 203 min
12C 13C
n 106 min
1H 2H 3H 123 a
3He 4He6He808ms
8He122 ms
6Li 7Li8Li842 ms
9Li178 ms
7Be533 d
9Be10Be16106 a
11Be 138 s
8B770 ms
10B 11B 12B203 ms
9C127 ms
10C193 s
11C 203 min
12C 13C
N
Z
0 1 2 3 4 5 6 7
24
Altersverteilung der Sterne
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
S Skalenfaktor
Ω0 Dichteparameter
25
Probleme
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
bull Dunkle Materie
bull Inflation
Dunkle Materie Energie
Inflation
Felder mit abstoszligender Gravitation noumltig bislang nicht gefunden
26
Skalenfaktor
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Um von der Expansion unabhaumlngige Koordinaten zu haben fuumlhrt man den Skalenfaktor S(t) einDieser gibt somit auch die Groumlszligenentwicklung des Universums wieder
27
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
28
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
29
Was wird beobachtet
30
Der Himmel im Radio- und Infrarotbereich
31
Wie entstehen die Schwankungen
32
1 DM und Akustische Wellen
Verdichtungen von leuchtender Materie
Akustische Wellen
Gravitationswellen
verursachen
Strahlungsdruckverhindert
Verdichtungen vonDunkler Materie
stabilisieren
Temperatur-schwankungen
Strukturen wie Sterne und Galaxien
Sichtbar in CMB
Staumlrkstes Argument fuumlr die Anwesenheit von DM
33
1 Computersimulation bdquoMillennium Runldquo
Normale Materie
Dunkle Materie
MPI Astrophysik
34
Das expandierende Universum im Computer
35
Noch eine Simulation
36
Was kann man aus den Schwankungen uumlber die Kruumlmmung
des Raumes lernen
37
Informationen aus der Hintergrundstrahlung
38
1 Charakterisierung
Dunkle Materie
bull Keine Wechselwirkung mit Strahlung
bull Gravitationswirkung
39
1 Indizien
Indizien fuumlr Dunkle Materie
bull Rotationskurven Galaxienbull Galaxienhaufenbull Strukturbildung im Universum
40
1 Rotationskurven
Annahmen
bull Masse im Zentrum konzentriertbull Sterne bewegen sich auf Kreisbahnen
Newton Mechanik
Kreisbahnen Gravitationskraft = Zentrifugalkraft
Peripherie (M = const ) Zentralbereich (= const )
Gleiche Ergebnis bei relativistischer Rechnung
constM Gesamtmasse innerhalb der Bahn
41
1 Rotationskurven
Rotationskurve Galaxie Rotationskurve Sonnensystem
42
1 Ergebnisse der Messung
Vorhersage Peripherie
Masse nicht im Zentrum konzentriert
Beobachtungen der Leuchtkraftverteilung
in Kepler
43
Rotationskurven
Rotationskurven versch Galaxien
44
Halo aus Dunkler Materie
Halo
Typische Durchmesser
Galaxie
~ 10 kpc ~ 100 kpc
Modell
Galaxie von einem kugelfoumlrmigen DM-Halo stabilisiert
45
Nachweis DM in Clustern
Nicht verzerrte Galaxie Isodense (DM)
Gravitationslinsen bei Abell 2218
Goe
ke
Uni
Boc
hum
46
2 Kandidaten fuumlr Dunkle Materie
bull Baryonische Materie (3 Quarks)
bull Nicht-Baryonische Materie
zwei groszlige Klassen
47
2 Baryonische Materie
bull Gas und Staub
bull Asteroiden Meteoriten und Planeten
bull braune Zwerge
bull weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
bull Schwarze Loumlcher
Baryonische Kandidaten fuumlr DM
48
2 Gas
Heiszliges Gas emittiert Strahlung
Kaltes Gas
- waumlre in Galaxien und Galaxienhaufen sichtbar
bull absorbiert EM-Strahlung
- als DM nur in groszligen Zwischenraumlumen zwischen den Galaxienhaufen
Intergalaktisches Gas 36 ges
49
2 Staub Asteroiden und Meteoriten
Staubwolken
bull streuen das Licht von Sternenim Infraroten sichtbar
Adlernebel
Hale-Bopp
Asteroiden und Meteoritenbull schwere Elemente
im Vergleich zu H zu selten
Zur Loumlsung des Problems waumlre mehr Staub noumltig als beobachtet
50
2 Schwarze Loumlcher
bull extreme Masse 10MSlt M lt 106MS
bull sehr groszlige Schwerkraftbull leuchten gar nichtbull Vermutung
Im Zentrum von Galaxienmit M gt 100MS BH (Simulation)
Massive Schwarze Loumlcher
Keine Erklaumlrung der Rotationskurven ndash muumlssten im Halo sein
51
2 MACHOs
bull Planeten
bull Braune Zwerge
bull Weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
22
Haumlufigkeit der (leichten) Elemente
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
Verhaumlltnis NnNp asymp 17 (aus Leptonen Aumlra)
Alle Neutronen in He =gt Rest an Protonen fuumlr Wasserstoff
Nuklidkarte keine Kerne mit 5 oder 8 Nukleonen die dazwischen groszligteils instabil
Wasserstoff
Helium
schwerer
Verteilung der baryonischen Materie
23
Haumlufigkeit der (leichten) Elemente
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
n 106 min
1H 2H 3H 123 a
3He 4He6He808ms
8He122 ms
6Li 7Li8Li842 ms
9Li178 ms
7Be533 d
9Be10Be16106 a
11Be 138 s
8B770 ms
10B 11B 12B203 ms
9C127 ms
10C193 s
11C 203 min
12C 13C
n 106 min
1H 2H 3H 123 a
3He 4He6He808ms
8He122 ms
6Li 7Li8Li842 ms
9Li178 ms
7Be533 d
9Be10Be16106 a
11Be 138 s
8B770 ms
10B 11B 12B203 ms
9C127 ms
10C193 s
11C 203 min
12C 13C
N
Z
0 1 2 3 4 5 6 7
24
Altersverteilung der Sterne
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
S Skalenfaktor
Ω0 Dichteparameter
25
Probleme
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
bull Dunkle Materie
bull Inflation
Dunkle Materie Energie
Inflation
Felder mit abstoszligender Gravitation noumltig bislang nicht gefunden
26
Skalenfaktor
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Um von der Expansion unabhaumlngige Koordinaten zu haben fuumlhrt man den Skalenfaktor S(t) einDieser gibt somit auch die Groumlszligenentwicklung des Universums wieder
27
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
28
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
29
Was wird beobachtet
30
Der Himmel im Radio- und Infrarotbereich
31
Wie entstehen die Schwankungen
32
1 DM und Akustische Wellen
Verdichtungen von leuchtender Materie
Akustische Wellen
Gravitationswellen
verursachen
Strahlungsdruckverhindert
Verdichtungen vonDunkler Materie
stabilisieren
Temperatur-schwankungen
Strukturen wie Sterne und Galaxien
Sichtbar in CMB
Staumlrkstes Argument fuumlr die Anwesenheit von DM
33
1 Computersimulation bdquoMillennium Runldquo
Normale Materie
Dunkle Materie
MPI Astrophysik
34
Das expandierende Universum im Computer
35
Noch eine Simulation
36
Was kann man aus den Schwankungen uumlber die Kruumlmmung
des Raumes lernen
37
Informationen aus der Hintergrundstrahlung
38
1 Charakterisierung
Dunkle Materie
bull Keine Wechselwirkung mit Strahlung
bull Gravitationswirkung
39
1 Indizien
Indizien fuumlr Dunkle Materie
bull Rotationskurven Galaxienbull Galaxienhaufenbull Strukturbildung im Universum
40
1 Rotationskurven
Annahmen
bull Masse im Zentrum konzentriertbull Sterne bewegen sich auf Kreisbahnen
Newton Mechanik
Kreisbahnen Gravitationskraft = Zentrifugalkraft
Peripherie (M = const ) Zentralbereich (= const )
Gleiche Ergebnis bei relativistischer Rechnung
constM Gesamtmasse innerhalb der Bahn
41
1 Rotationskurven
Rotationskurve Galaxie Rotationskurve Sonnensystem
42
1 Ergebnisse der Messung
Vorhersage Peripherie
Masse nicht im Zentrum konzentriert
Beobachtungen der Leuchtkraftverteilung
in Kepler
43
Rotationskurven
Rotationskurven versch Galaxien
44
Halo aus Dunkler Materie
Halo
Typische Durchmesser
Galaxie
~ 10 kpc ~ 100 kpc
Modell
Galaxie von einem kugelfoumlrmigen DM-Halo stabilisiert
45
Nachweis DM in Clustern
Nicht verzerrte Galaxie Isodense (DM)
Gravitationslinsen bei Abell 2218
Goe
ke
Uni
Boc
hum
46
2 Kandidaten fuumlr Dunkle Materie
bull Baryonische Materie (3 Quarks)
bull Nicht-Baryonische Materie
zwei groszlige Klassen
47
2 Baryonische Materie
bull Gas und Staub
bull Asteroiden Meteoriten und Planeten
bull braune Zwerge
bull weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
bull Schwarze Loumlcher
Baryonische Kandidaten fuumlr DM
48
2 Gas
Heiszliges Gas emittiert Strahlung
Kaltes Gas
- waumlre in Galaxien und Galaxienhaufen sichtbar
bull absorbiert EM-Strahlung
- als DM nur in groszligen Zwischenraumlumen zwischen den Galaxienhaufen
Intergalaktisches Gas 36 ges
49
2 Staub Asteroiden und Meteoriten
Staubwolken
bull streuen das Licht von Sternenim Infraroten sichtbar
Adlernebel
Hale-Bopp
Asteroiden und Meteoritenbull schwere Elemente
im Vergleich zu H zu selten
Zur Loumlsung des Problems waumlre mehr Staub noumltig als beobachtet
50
2 Schwarze Loumlcher
bull extreme Masse 10MSlt M lt 106MS
bull sehr groszlige Schwerkraftbull leuchten gar nichtbull Vermutung
Im Zentrum von Galaxienmit M gt 100MS BH (Simulation)
Massive Schwarze Loumlcher
Keine Erklaumlrung der Rotationskurven ndash muumlssten im Halo sein
51
2 MACHOs
bull Planeten
bull Braune Zwerge
bull Weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
23
Haumlufigkeit der (leichten) Elemente
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
n 106 min
1H 2H 3H 123 a
3He 4He6He808ms
8He122 ms
6Li 7Li8Li842 ms
9Li178 ms
7Be533 d
9Be10Be16106 a
11Be 138 s
8B770 ms
10B 11B 12B203 ms
9C127 ms
10C193 s
11C 203 min
12C 13C
n 106 min
1H 2H 3H 123 a
3He 4He6He808ms
8He122 ms
6Li 7Li8Li842 ms
9Li178 ms
7Be533 d
9Be10Be16106 a
11Be 138 s
8B770 ms
10B 11B 12B203 ms
9C127 ms
10C193 s
11C 203 min
12C 13C
N
Z
0 1 2 3 4 5 6 7
24
Altersverteilung der Sterne
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
S Skalenfaktor
Ω0 Dichteparameter
25
Probleme
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
bull Dunkle Materie
bull Inflation
Dunkle Materie Energie
Inflation
Felder mit abstoszligender Gravitation noumltig bislang nicht gefunden
26
Skalenfaktor
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Um von der Expansion unabhaumlngige Koordinaten zu haben fuumlhrt man den Skalenfaktor S(t) einDieser gibt somit auch die Groumlszligenentwicklung des Universums wieder
27
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
28
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
29
Was wird beobachtet
30
Der Himmel im Radio- und Infrarotbereich
31
Wie entstehen die Schwankungen
32
1 DM und Akustische Wellen
Verdichtungen von leuchtender Materie
Akustische Wellen
Gravitationswellen
verursachen
Strahlungsdruckverhindert
Verdichtungen vonDunkler Materie
stabilisieren
Temperatur-schwankungen
Strukturen wie Sterne und Galaxien
Sichtbar in CMB
Staumlrkstes Argument fuumlr die Anwesenheit von DM
33
1 Computersimulation bdquoMillennium Runldquo
Normale Materie
Dunkle Materie
MPI Astrophysik
34
Das expandierende Universum im Computer
35
Noch eine Simulation
36
Was kann man aus den Schwankungen uumlber die Kruumlmmung
des Raumes lernen
37
Informationen aus der Hintergrundstrahlung
38
1 Charakterisierung
Dunkle Materie
bull Keine Wechselwirkung mit Strahlung
bull Gravitationswirkung
39
1 Indizien
Indizien fuumlr Dunkle Materie
bull Rotationskurven Galaxienbull Galaxienhaufenbull Strukturbildung im Universum
40
1 Rotationskurven
Annahmen
bull Masse im Zentrum konzentriertbull Sterne bewegen sich auf Kreisbahnen
Newton Mechanik
Kreisbahnen Gravitationskraft = Zentrifugalkraft
Peripherie (M = const ) Zentralbereich (= const )
Gleiche Ergebnis bei relativistischer Rechnung
constM Gesamtmasse innerhalb der Bahn
41
1 Rotationskurven
Rotationskurve Galaxie Rotationskurve Sonnensystem
42
1 Ergebnisse der Messung
Vorhersage Peripherie
Masse nicht im Zentrum konzentriert
Beobachtungen der Leuchtkraftverteilung
in Kepler
43
Rotationskurven
Rotationskurven versch Galaxien
44
Halo aus Dunkler Materie
Halo
Typische Durchmesser
Galaxie
~ 10 kpc ~ 100 kpc
Modell
Galaxie von einem kugelfoumlrmigen DM-Halo stabilisiert
45
Nachweis DM in Clustern
Nicht verzerrte Galaxie Isodense (DM)
Gravitationslinsen bei Abell 2218
Goe
ke
Uni
Boc
hum
46
2 Kandidaten fuumlr Dunkle Materie
bull Baryonische Materie (3 Quarks)
bull Nicht-Baryonische Materie
zwei groszlige Klassen
47
2 Baryonische Materie
bull Gas und Staub
bull Asteroiden Meteoriten und Planeten
bull braune Zwerge
bull weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
bull Schwarze Loumlcher
Baryonische Kandidaten fuumlr DM
48
2 Gas
Heiszliges Gas emittiert Strahlung
Kaltes Gas
- waumlre in Galaxien und Galaxienhaufen sichtbar
bull absorbiert EM-Strahlung
- als DM nur in groszligen Zwischenraumlumen zwischen den Galaxienhaufen
Intergalaktisches Gas 36 ges
49
2 Staub Asteroiden und Meteoriten
Staubwolken
bull streuen das Licht von Sternenim Infraroten sichtbar
Adlernebel
Hale-Bopp
Asteroiden und Meteoritenbull schwere Elemente
im Vergleich zu H zu selten
Zur Loumlsung des Problems waumlre mehr Staub noumltig als beobachtet
50
2 Schwarze Loumlcher
bull extreme Masse 10MSlt M lt 106MS
bull sehr groszlige Schwerkraftbull leuchten gar nichtbull Vermutung
Im Zentrum von Galaxienmit M gt 100MS BH (Simulation)
Massive Schwarze Loumlcher
Keine Erklaumlrung der Rotationskurven ndash muumlssten im Halo sein
51
2 MACHOs
bull Planeten
bull Braune Zwerge
bull Weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
24
Altersverteilung der Sterne
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
bull Expansion des Universums
bull Hintergrundstrahlung
bull Haumlufigkeit der Elemente
bull Altersverteilung der Sterne
Schwachpunkte
S Skalenfaktor
Ω0 Dichteparameter
25
Probleme
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
bull Dunkle Materie
bull Inflation
Dunkle Materie Energie
Inflation
Felder mit abstoszligender Gravitation noumltig bislang nicht gefunden
26
Skalenfaktor
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Um von der Expansion unabhaumlngige Koordinaten zu haben fuumlhrt man den Skalenfaktor S(t) einDieser gibt somit auch die Groumlszligenentwicklung des Universums wieder
27
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
28
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
29
Was wird beobachtet
30
Der Himmel im Radio- und Infrarotbereich
31
Wie entstehen die Schwankungen
32
1 DM und Akustische Wellen
Verdichtungen von leuchtender Materie
Akustische Wellen
Gravitationswellen
verursachen
Strahlungsdruckverhindert
Verdichtungen vonDunkler Materie
stabilisieren
Temperatur-schwankungen
Strukturen wie Sterne und Galaxien
Sichtbar in CMB
Staumlrkstes Argument fuumlr die Anwesenheit von DM
33
1 Computersimulation bdquoMillennium Runldquo
Normale Materie
Dunkle Materie
MPI Astrophysik
34
Das expandierende Universum im Computer
35
Noch eine Simulation
36
Was kann man aus den Schwankungen uumlber die Kruumlmmung
des Raumes lernen
37
Informationen aus der Hintergrundstrahlung
38
1 Charakterisierung
Dunkle Materie
bull Keine Wechselwirkung mit Strahlung
bull Gravitationswirkung
39
1 Indizien
Indizien fuumlr Dunkle Materie
bull Rotationskurven Galaxienbull Galaxienhaufenbull Strukturbildung im Universum
40
1 Rotationskurven
Annahmen
bull Masse im Zentrum konzentriertbull Sterne bewegen sich auf Kreisbahnen
Newton Mechanik
Kreisbahnen Gravitationskraft = Zentrifugalkraft
Peripherie (M = const ) Zentralbereich (= const )
Gleiche Ergebnis bei relativistischer Rechnung
constM Gesamtmasse innerhalb der Bahn
41
1 Rotationskurven
Rotationskurve Galaxie Rotationskurve Sonnensystem
42
1 Ergebnisse der Messung
Vorhersage Peripherie
Masse nicht im Zentrum konzentriert
Beobachtungen der Leuchtkraftverteilung
in Kepler
43
Rotationskurven
Rotationskurven versch Galaxien
44
Halo aus Dunkler Materie
Halo
Typische Durchmesser
Galaxie
~ 10 kpc ~ 100 kpc
Modell
Galaxie von einem kugelfoumlrmigen DM-Halo stabilisiert
45
Nachweis DM in Clustern
Nicht verzerrte Galaxie Isodense (DM)
Gravitationslinsen bei Abell 2218
Goe
ke
Uni
Boc
hum
46
2 Kandidaten fuumlr Dunkle Materie
bull Baryonische Materie (3 Quarks)
bull Nicht-Baryonische Materie
zwei groszlige Klassen
47
2 Baryonische Materie
bull Gas und Staub
bull Asteroiden Meteoriten und Planeten
bull braune Zwerge
bull weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
bull Schwarze Loumlcher
Baryonische Kandidaten fuumlr DM
48
2 Gas
Heiszliges Gas emittiert Strahlung
Kaltes Gas
- waumlre in Galaxien und Galaxienhaufen sichtbar
bull absorbiert EM-Strahlung
- als DM nur in groszligen Zwischenraumlumen zwischen den Galaxienhaufen
Intergalaktisches Gas 36 ges
49
2 Staub Asteroiden und Meteoriten
Staubwolken
bull streuen das Licht von Sternenim Infraroten sichtbar
Adlernebel
Hale-Bopp
Asteroiden und Meteoritenbull schwere Elemente
im Vergleich zu H zu selten
Zur Loumlsung des Problems waumlre mehr Staub noumltig als beobachtet
50
2 Schwarze Loumlcher
bull extreme Masse 10MSlt M lt 106MS
bull sehr groszlige Schwerkraftbull leuchten gar nichtbull Vermutung
Im Zentrum von Galaxienmit M gt 100MS BH (Simulation)
Massive Schwarze Loumlcher
Keine Erklaumlrung der Rotationskurven ndash muumlssten im Halo sein
51
2 MACHOs
bull Planeten
bull Braune Zwerge
bull Weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
25
Probleme
Einleitung
Was besagt die Theorie
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
bull Dunkle Materie
bull Inflation
Dunkle Materie Energie
Inflation
Felder mit abstoszligender Gravitation noumltig bislang nicht gefunden
26
Skalenfaktor
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Um von der Expansion unabhaumlngige Koordinaten zu haben fuumlhrt man den Skalenfaktor S(t) einDieser gibt somit auch die Groumlszligenentwicklung des Universums wieder
27
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
28
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
29
Was wird beobachtet
30
Der Himmel im Radio- und Infrarotbereich
31
Wie entstehen die Schwankungen
32
1 DM und Akustische Wellen
Verdichtungen von leuchtender Materie
Akustische Wellen
Gravitationswellen
verursachen
Strahlungsdruckverhindert
Verdichtungen vonDunkler Materie
stabilisieren
Temperatur-schwankungen
Strukturen wie Sterne und Galaxien
Sichtbar in CMB
Staumlrkstes Argument fuumlr die Anwesenheit von DM
33
1 Computersimulation bdquoMillennium Runldquo
Normale Materie
Dunkle Materie
MPI Astrophysik
34
Das expandierende Universum im Computer
35
Noch eine Simulation
36
Was kann man aus den Schwankungen uumlber die Kruumlmmung
des Raumes lernen
37
Informationen aus der Hintergrundstrahlung
38
1 Charakterisierung
Dunkle Materie
bull Keine Wechselwirkung mit Strahlung
bull Gravitationswirkung
39
1 Indizien
Indizien fuumlr Dunkle Materie
bull Rotationskurven Galaxienbull Galaxienhaufenbull Strukturbildung im Universum
40
1 Rotationskurven
Annahmen
bull Masse im Zentrum konzentriertbull Sterne bewegen sich auf Kreisbahnen
Newton Mechanik
Kreisbahnen Gravitationskraft = Zentrifugalkraft
Peripherie (M = const ) Zentralbereich (= const )
Gleiche Ergebnis bei relativistischer Rechnung
constM Gesamtmasse innerhalb der Bahn
41
1 Rotationskurven
Rotationskurve Galaxie Rotationskurve Sonnensystem
42
1 Ergebnisse der Messung
Vorhersage Peripherie
Masse nicht im Zentrum konzentriert
Beobachtungen der Leuchtkraftverteilung
in Kepler
43
Rotationskurven
Rotationskurven versch Galaxien
44
Halo aus Dunkler Materie
Halo
Typische Durchmesser
Galaxie
~ 10 kpc ~ 100 kpc
Modell
Galaxie von einem kugelfoumlrmigen DM-Halo stabilisiert
45
Nachweis DM in Clustern
Nicht verzerrte Galaxie Isodense (DM)
Gravitationslinsen bei Abell 2218
Goe
ke
Uni
Boc
hum
46
2 Kandidaten fuumlr Dunkle Materie
bull Baryonische Materie (3 Quarks)
bull Nicht-Baryonische Materie
zwei groszlige Klassen
47
2 Baryonische Materie
bull Gas und Staub
bull Asteroiden Meteoriten und Planeten
bull braune Zwerge
bull weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
bull Schwarze Loumlcher
Baryonische Kandidaten fuumlr DM
48
2 Gas
Heiszliges Gas emittiert Strahlung
Kaltes Gas
- waumlre in Galaxien und Galaxienhaufen sichtbar
bull absorbiert EM-Strahlung
- als DM nur in groszligen Zwischenraumlumen zwischen den Galaxienhaufen
Intergalaktisches Gas 36 ges
49
2 Staub Asteroiden und Meteoriten
Staubwolken
bull streuen das Licht von Sternenim Infraroten sichtbar
Adlernebel
Hale-Bopp
Asteroiden und Meteoritenbull schwere Elemente
im Vergleich zu H zu selten
Zur Loumlsung des Problems waumlre mehr Staub noumltig als beobachtet
50
2 Schwarze Loumlcher
bull extreme Masse 10MSlt M lt 106MS
bull sehr groszlige Schwerkraftbull leuchten gar nichtbull Vermutung
Im Zentrum von Galaxienmit M gt 100MS BH (Simulation)
Massive Schwarze Loumlcher
Keine Erklaumlrung der Rotationskurven ndash muumlssten im Halo sein
51
2 MACHOs
bull Planeten
bull Braune Zwerge
bull Weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
26
Skalenfaktor
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
Um von der Expansion unabhaumlngige Koordinaten zu haben fuumlhrt man den Skalenfaktor S(t) einDieser gibt somit auch die Groumlszligenentwicklung des Universums wieder
27
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
28
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
29
Was wird beobachtet
30
Der Himmel im Radio- und Infrarotbereich
31
Wie entstehen die Schwankungen
32
1 DM und Akustische Wellen
Verdichtungen von leuchtender Materie
Akustische Wellen
Gravitationswellen
verursachen
Strahlungsdruckverhindert
Verdichtungen vonDunkler Materie
stabilisieren
Temperatur-schwankungen
Strukturen wie Sterne und Galaxien
Sichtbar in CMB
Staumlrkstes Argument fuumlr die Anwesenheit von DM
33
1 Computersimulation bdquoMillennium Runldquo
Normale Materie
Dunkle Materie
MPI Astrophysik
34
Das expandierende Universum im Computer
35
Noch eine Simulation
36
Was kann man aus den Schwankungen uumlber die Kruumlmmung
des Raumes lernen
37
Informationen aus der Hintergrundstrahlung
38
1 Charakterisierung
Dunkle Materie
bull Keine Wechselwirkung mit Strahlung
bull Gravitationswirkung
39
1 Indizien
Indizien fuumlr Dunkle Materie
bull Rotationskurven Galaxienbull Galaxienhaufenbull Strukturbildung im Universum
40
1 Rotationskurven
Annahmen
bull Masse im Zentrum konzentriertbull Sterne bewegen sich auf Kreisbahnen
Newton Mechanik
Kreisbahnen Gravitationskraft = Zentrifugalkraft
Peripherie (M = const ) Zentralbereich (= const )
Gleiche Ergebnis bei relativistischer Rechnung
constM Gesamtmasse innerhalb der Bahn
41
1 Rotationskurven
Rotationskurve Galaxie Rotationskurve Sonnensystem
42
1 Ergebnisse der Messung
Vorhersage Peripherie
Masse nicht im Zentrum konzentriert
Beobachtungen der Leuchtkraftverteilung
in Kepler
43
Rotationskurven
Rotationskurven versch Galaxien
44
Halo aus Dunkler Materie
Halo
Typische Durchmesser
Galaxie
~ 10 kpc ~ 100 kpc
Modell
Galaxie von einem kugelfoumlrmigen DM-Halo stabilisiert
45
Nachweis DM in Clustern
Nicht verzerrte Galaxie Isodense (DM)
Gravitationslinsen bei Abell 2218
Goe
ke
Uni
Boc
hum
46
2 Kandidaten fuumlr Dunkle Materie
bull Baryonische Materie (3 Quarks)
bull Nicht-Baryonische Materie
zwei groszlige Klassen
47
2 Baryonische Materie
bull Gas und Staub
bull Asteroiden Meteoriten und Planeten
bull braune Zwerge
bull weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
bull Schwarze Loumlcher
Baryonische Kandidaten fuumlr DM
48
2 Gas
Heiszliges Gas emittiert Strahlung
Kaltes Gas
- waumlre in Galaxien und Galaxienhaufen sichtbar
bull absorbiert EM-Strahlung
- als DM nur in groszligen Zwischenraumlumen zwischen den Galaxienhaufen
Intergalaktisches Gas 36 ges
49
2 Staub Asteroiden und Meteoriten
Staubwolken
bull streuen das Licht von Sternenim Infraroten sichtbar
Adlernebel
Hale-Bopp
Asteroiden und Meteoritenbull schwere Elemente
im Vergleich zu H zu selten
Zur Loumlsung des Problems waumlre mehr Staub noumltig als beobachtet
50
2 Schwarze Loumlcher
bull extreme Masse 10MSlt M lt 106MS
bull sehr groszlige Schwerkraftbull leuchten gar nichtbull Vermutung
Im Zentrum von Galaxienmit M gt 100MS BH (Simulation)
Massive Schwarze Loumlcher
Keine Erklaumlrung der Rotationskurven ndash muumlssten im Halo sein
51
2 MACHOs
bull Planeten
bull Braune Zwerge
bull Weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
27
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
28
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
29
Was wird beobachtet
30
Der Himmel im Radio- und Infrarotbereich
31
Wie entstehen die Schwankungen
32
1 DM und Akustische Wellen
Verdichtungen von leuchtender Materie
Akustische Wellen
Gravitationswellen
verursachen
Strahlungsdruckverhindert
Verdichtungen vonDunkler Materie
stabilisieren
Temperatur-schwankungen
Strukturen wie Sterne und Galaxien
Sichtbar in CMB
Staumlrkstes Argument fuumlr die Anwesenheit von DM
33
1 Computersimulation bdquoMillennium Runldquo
Normale Materie
Dunkle Materie
MPI Astrophysik
34
Das expandierende Universum im Computer
35
Noch eine Simulation
36
Was kann man aus den Schwankungen uumlber die Kruumlmmung
des Raumes lernen
37
Informationen aus der Hintergrundstrahlung
38
1 Charakterisierung
Dunkle Materie
bull Keine Wechselwirkung mit Strahlung
bull Gravitationswirkung
39
1 Indizien
Indizien fuumlr Dunkle Materie
bull Rotationskurven Galaxienbull Galaxienhaufenbull Strukturbildung im Universum
40
1 Rotationskurven
Annahmen
bull Masse im Zentrum konzentriertbull Sterne bewegen sich auf Kreisbahnen
Newton Mechanik
Kreisbahnen Gravitationskraft = Zentrifugalkraft
Peripherie (M = const ) Zentralbereich (= const )
Gleiche Ergebnis bei relativistischer Rechnung
constM Gesamtmasse innerhalb der Bahn
41
1 Rotationskurven
Rotationskurve Galaxie Rotationskurve Sonnensystem
42
1 Ergebnisse der Messung
Vorhersage Peripherie
Masse nicht im Zentrum konzentriert
Beobachtungen der Leuchtkraftverteilung
in Kepler
43
Rotationskurven
Rotationskurven versch Galaxien
44
Halo aus Dunkler Materie
Halo
Typische Durchmesser
Galaxie
~ 10 kpc ~ 100 kpc
Modell
Galaxie von einem kugelfoumlrmigen DM-Halo stabilisiert
45
Nachweis DM in Clustern
Nicht verzerrte Galaxie Isodense (DM)
Gravitationslinsen bei Abell 2218
Goe
ke
Uni
Boc
hum
46
2 Kandidaten fuumlr Dunkle Materie
bull Baryonische Materie (3 Quarks)
bull Nicht-Baryonische Materie
zwei groszlige Klassen
47
2 Baryonische Materie
bull Gas und Staub
bull Asteroiden Meteoriten und Planeten
bull braune Zwerge
bull weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
bull Schwarze Loumlcher
Baryonische Kandidaten fuumlr DM
48
2 Gas
Heiszliges Gas emittiert Strahlung
Kaltes Gas
- waumlre in Galaxien und Galaxienhaufen sichtbar
bull absorbiert EM-Strahlung
- als DM nur in groszligen Zwischenraumlumen zwischen den Galaxienhaufen
Intergalaktisches Gas 36 ges
49
2 Staub Asteroiden und Meteoriten
Staubwolken
bull streuen das Licht von Sternenim Infraroten sichtbar
Adlernebel
Hale-Bopp
Asteroiden und Meteoritenbull schwere Elemente
im Vergleich zu H zu selten
Zur Loumlsung des Problems waumlre mehr Staub noumltig als beobachtet
50
2 Schwarze Loumlcher
bull extreme Masse 10MSlt M lt 106MS
bull sehr groszlige Schwerkraftbull leuchten gar nichtbull Vermutung
Im Zentrum von Galaxienmit M gt 100MS BH (Simulation)
Massive Schwarze Loumlcher
Keine Erklaumlrung der Rotationskurven ndash muumlssten im Halo sein
51
2 MACHOs
bull Planeten
bull Braune Zwerge
bull Weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
28
Friedmann Modelle
Einleitung
Was besagt die Theorie
bull Uumlberblick
bull Mathematik
bull Ablauf
Wodurch wird sie gestuumltzt
Schwachpunkte
29
Was wird beobachtet
30
Der Himmel im Radio- und Infrarotbereich
31
Wie entstehen die Schwankungen
32
1 DM und Akustische Wellen
Verdichtungen von leuchtender Materie
Akustische Wellen
Gravitationswellen
verursachen
Strahlungsdruckverhindert
Verdichtungen vonDunkler Materie
stabilisieren
Temperatur-schwankungen
Strukturen wie Sterne und Galaxien
Sichtbar in CMB
Staumlrkstes Argument fuumlr die Anwesenheit von DM
33
1 Computersimulation bdquoMillennium Runldquo
Normale Materie
Dunkle Materie
MPI Astrophysik
34
Das expandierende Universum im Computer
35
Noch eine Simulation
36
Was kann man aus den Schwankungen uumlber die Kruumlmmung
des Raumes lernen
37
Informationen aus der Hintergrundstrahlung
38
1 Charakterisierung
Dunkle Materie
bull Keine Wechselwirkung mit Strahlung
bull Gravitationswirkung
39
1 Indizien
Indizien fuumlr Dunkle Materie
bull Rotationskurven Galaxienbull Galaxienhaufenbull Strukturbildung im Universum
40
1 Rotationskurven
Annahmen
bull Masse im Zentrum konzentriertbull Sterne bewegen sich auf Kreisbahnen
Newton Mechanik
Kreisbahnen Gravitationskraft = Zentrifugalkraft
Peripherie (M = const ) Zentralbereich (= const )
Gleiche Ergebnis bei relativistischer Rechnung
constM Gesamtmasse innerhalb der Bahn
41
1 Rotationskurven
Rotationskurve Galaxie Rotationskurve Sonnensystem
42
1 Ergebnisse der Messung
Vorhersage Peripherie
Masse nicht im Zentrum konzentriert
Beobachtungen der Leuchtkraftverteilung
in Kepler
43
Rotationskurven
Rotationskurven versch Galaxien
44
Halo aus Dunkler Materie
Halo
Typische Durchmesser
Galaxie
~ 10 kpc ~ 100 kpc
Modell
Galaxie von einem kugelfoumlrmigen DM-Halo stabilisiert
45
Nachweis DM in Clustern
Nicht verzerrte Galaxie Isodense (DM)
Gravitationslinsen bei Abell 2218
Goe
ke
Uni
Boc
hum
46
2 Kandidaten fuumlr Dunkle Materie
bull Baryonische Materie (3 Quarks)
bull Nicht-Baryonische Materie
zwei groszlige Klassen
47
2 Baryonische Materie
bull Gas und Staub
bull Asteroiden Meteoriten und Planeten
bull braune Zwerge
bull weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
bull Schwarze Loumlcher
Baryonische Kandidaten fuumlr DM
48
2 Gas
Heiszliges Gas emittiert Strahlung
Kaltes Gas
- waumlre in Galaxien und Galaxienhaufen sichtbar
bull absorbiert EM-Strahlung
- als DM nur in groszligen Zwischenraumlumen zwischen den Galaxienhaufen
Intergalaktisches Gas 36 ges
49
2 Staub Asteroiden und Meteoriten
Staubwolken
bull streuen das Licht von Sternenim Infraroten sichtbar
Adlernebel
Hale-Bopp
Asteroiden und Meteoritenbull schwere Elemente
im Vergleich zu H zu selten
Zur Loumlsung des Problems waumlre mehr Staub noumltig als beobachtet
50
2 Schwarze Loumlcher
bull extreme Masse 10MSlt M lt 106MS
bull sehr groszlige Schwerkraftbull leuchten gar nichtbull Vermutung
Im Zentrum von Galaxienmit M gt 100MS BH (Simulation)
Massive Schwarze Loumlcher
Keine Erklaumlrung der Rotationskurven ndash muumlssten im Halo sein
51
2 MACHOs
bull Planeten
bull Braune Zwerge
bull Weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
29
Was wird beobachtet
30
Der Himmel im Radio- und Infrarotbereich
31
Wie entstehen die Schwankungen
32
1 DM und Akustische Wellen
Verdichtungen von leuchtender Materie
Akustische Wellen
Gravitationswellen
verursachen
Strahlungsdruckverhindert
Verdichtungen vonDunkler Materie
stabilisieren
Temperatur-schwankungen
Strukturen wie Sterne und Galaxien
Sichtbar in CMB
Staumlrkstes Argument fuumlr die Anwesenheit von DM
33
1 Computersimulation bdquoMillennium Runldquo
Normale Materie
Dunkle Materie
MPI Astrophysik
34
Das expandierende Universum im Computer
35
Noch eine Simulation
36
Was kann man aus den Schwankungen uumlber die Kruumlmmung
des Raumes lernen
37
Informationen aus der Hintergrundstrahlung
38
1 Charakterisierung
Dunkle Materie
bull Keine Wechselwirkung mit Strahlung
bull Gravitationswirkung
39
1 Indizien
Indizien fuumlr Dunkle Materie
bull Rotationskurven Galaxienbull Galaxienhaufenbull Strukturbildung im Universum
40
1 Rotationskurven
Annahmen
bull Masse im Zentrum konzentriertbull Sterne bewegen sich auf Kreisbahnen
Newton Mechanik
Kreisbahnen Gravitationskraft = Zentrifugalkraft
Peripherie (M = const ) Zentralbereich (= const )
Gleiche Ergebnis bei relativistischer Rechnung
constM Gesamtmasse innerhalb der Bahn
41
1 Rotationskurven
Rotationskurve Galaxie Rotationskurve Sonnensystem
42
1 Ergebnisse der Messung
Vorhersage Peripherie
Masse nicht im Zentrum konzentriert
Beobachtungen der Leuchtkraftverteilung
in Kepler
43
Rotationskurven
Rotationskurven versch Galaxien
44
Halo aus Dunkler Materie
Halo
Typische Durchmesser
Galaxie
~ 10 kpc ~ 100 kpc
Modell
Galaxie von einem kugelfoumlrmigen DM-Halo stabilisiert
45
Nachweis DM in Clustern
Nicht verzerrte Galaxie Isodense (DM)
Gravitationslinsen bei Abell 2218
Goe
ke
Uni
Boc
hum
46
2 Kandidaten fuumlr Dunkle Materie
bull Baryonische Materie (3 Quarks)
bull Nicht-Baryonische Materie
zwei groszlige Klassen
47
2 Baryonische Materie
bull Gas und Staub
bull Asteroiden Meteoriten und Planeten
bull braune Zwerge
bull weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
bull Schwarze Loumlcher
Baryonische Kandidaten fuumlr DM
48
2 Gas
Heiszliges Gas emittiert Strahlung
Kaltes Gas
- waumlre in Galaxien und Galaxienhaufen sichtbar
bull absorbiert EM-Strahlung
- als DM nur in groszligen Zwischenraumlumen zwischen den Galaxienhaufen
Intergalaktisches Gas 36 ges
49
2 Staub Asteroiden und Meteoriten
Staubwolken
bull streuen das Licht von Sternenim Infraroten sichtbar
Adlernebel
Hale-Bopp
Asteroiden und Meteoritenbull schwere Elemente
im Vergleich zu H zu selten
Zur Loumlsung des Problems waumlre mehr Staub noumltig als beobachtet
50
2 Schwarze Loumlcher
bull extreme Masse 10MSlt M lt 106MS
bull sehr groszlige Schwerkraftbull leuchten gar nichtbull Vermutung
Im Zentrum von Galaxienmit M gt 100MS BH (Simulation)
Massive Schwarze Loumlcher
Keine Erklaumlrung der Rotationskurven ndash muumlssten im Halo sein
51
2 MACHOs
bull Planeten
bull Braune Zwerge
bull Weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
30
Der Himmel im Radio- und Infrarotbereich
31
Wie entstehen die Schwankungen
32
1 DM und Akustische Wellen
Verdichtungen von leuchtender Materie
Akustische Wellen
Gravitationswellen
verursachen
Strahlungsdruckverhindert
Verdichtungen vonDunkler Materie
stabilisieren
Temperatur-schwankungen
Strukturen wie Sterne und Galaxien
Sichtbar in CMB
Staumlrkstes Argument fuumlr die Anwesenheit von DM
33
1 Computersimulation bdquoMillennium Runldquo
Normale Materie
Dunkle Materie
MPI Astrophysik
34
Das expandierende Universum im Computer
35
Noch eine Simulation
36
Was kann man aus den Schwankungen uumlber die Kruumlmmung
des Raumes lernen
37
Informationen aus der Hintergrundstrahlung
38
1 Charakterisierung
Dunkle Materie
bull Keine Wechselwirkung mit Strahlung
bull Gravitationswirkung
39
1 Indizien
Indizien fuumlr Dunkle Materie
bull Rotationskurven Galaxienbull Galaxienhaufenbull Strukturbildung im Universum
40
1 Rotationskurven
Annahmen
bull Masse im Zentrum konzentriertbull Sterne bewegen sich auf Kreisbahnen
Newton Mechanik
Kreisbahnen Gravitationskraft = Zentrifugalkraft
Peripherie (M = const ) Zentralbereich (= const )
Gleiche Ergebnis bei relativistischer Rechnung
constM Gesamtmasse innerhalb der Bahn
41
1 Rotationskurven
Rotationskurve Galaxie Rotationskurve Sonnensystem
42
1 Ergebnisse der Messung
Vorhersage Peripherie
Masse nicht im Zentrum konzentriert
Beobachtungen der Leuchtkraftverteilung
in Kepler
43
Rotationskurven
Rotationskurven versch Galaxien
44
Halo aus Dunkler Materie
Halo
Typische Durchmesser
Galaxie
~ 10 kpc ~ 100 kpc
Modell
Galaxie von einem kugelfoumlrmigen DM-Halo stabilisiert
45
Nachweis DM in Clustern
Nicht verzerrte Galaxie Isodense (DM)
Gravitationslinsen bei Abell 2218
Goe
ke
Uni
Boc
hum
46
2 Kandidaten fuumlr Dunkle Materie
bull Baryonische Materie (3 Quarks)
bull Nicht-Baryonische Materie
zwei groszlige Klassen
47
2 Baryonische Materie
bull Gas und Staub
bull Asteroiden Meteoriten und Planeten
bull braune Zwerge
bull weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
bull Schwarze Loumlcher
Baryonische Kandidaten fuumlr DM
48
2 Gas
Heiszliges Gas emittiert Strahlung
Kaltes Gas
- waumlre in Galaxien und Galaxienhaufen sichtbar
bull absorbiert EM-Strahlung
- als DM nur in groszligen Zwischenraumlumen zwischen den Galaxienhaufen
Intergalaktisches Gas 36 ges
49
2 Staub Asteroiden und Meteoriten
Staubwolken
bull streuen das Licht von Sternenim Infraroten sichtbar
Adlernebel
Hale-Bopp
Asteroiden und Meteoritenbull schwere Elemente
im Vergleich zu H zu selten
Zur Loumlsung des Problems waumlre mehr Staub noumltig als beobachtet
50
2 Schwarze Loumlcher
bull extreme Masse 10MSlt M lt 106MS
bull sehr groszlige Schwerkraftbull leuchten gar nichtbull Vermutung
Im Zentrum von Galaxienmit M gt 100MS BH (Simulation)
Massive Schwarze Loumlcher
Keine Erklaumlrung der Rotationskurven ndash muumlssten im Halo sein
51
2 MACHOs
bull Planeten
bull Braune Zwerge
bull Weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
31
Wie entstehen die Schwankungen
32
1 DM und Akustische Wellen
Verdichtungen von leuchtender Materie
Akustische Wellen
Gravitationswellen
verursachen
Strahlungsdruckverhindert
Verdichtungen vonDunkler Materie
stabilisieren
Temperatur-schwankungen
Strukturen wie Sterne und Galaxien
Sichtbar in CMB
Staumlrkstes Argument fuumlr die Anwesenheit von DM
33
1 Computersimulation bdquoMillennium Runldquo
Normale Materie
Dunkle Materie
MPI Astrophysik
34
Das expandierende Universum im Computer
35
Noch eine Simulation
36
Was kann man aus den Schwankungen uumlber die Kruumlmmung
des Raumes lernen
37
Informationen aus der Hintergrundstrahlung
38
1 Charakterisierung
Dunkle Materie
bull Keine Wechselwirkung mit Strahlung
bull Gravitationswirkung
39
1 Indizien
Indizien fuumlr Dunkle Materie
bull Rotationskurven Galaxienbull Galaxienhaufenbull Strukturbildung im Universum
40
1 Rotationskurven
Annahmen
bull Masse im Zentrum konzentriertbull Sterne bewegen sich auf Kreisbahnen
Newton Mechanik
Kreisbahnen Gravitationskraft = Zentrifugalkraft
Peripherie (M = const ) Zentralbereich (= const )
Gleiche Ergebnis bei relativistischer Rechnung
constM Gesamtmasse innerhalb der Bahn
41
1 Rotationskurven
Rotationskurve Galaxie Rotationskurve Sonnensystem
42
1 Ergebnisse der Messung
Vorhersage Peripherie
Masse nicht im Zentrum konzentriert
Beobachtungen der Leuchtkraftverteilung
in Kepler
43
Rotationskurven
Rotationskurven versch Galaxien
44
Halo aus Dunkler Materie
Halo
Typische Durchmesser
Galaxie
~ 10 kpc ~ 100 kpc
Modell
Galaxie von einem kugelfoumlrmigen DM-Halo stabilisiert
45
Nachweis DM in Clustern
Nicht verzerrte Galaxie Isodense (DM)
Gravitationslinsen bei Abell 2218
Goe
ke
Uni
Boc
hum
46
2 Kandidaten fuumlr Dunkle Materie
bull Baryonische Materie (3 Quarks)
bull Nicht-Baryonische Materie
zwei groszlige Klassen
47
2 Baryonische Materie
bull Gas und Staub
bull Asteroiden Meteoriten und Planeten
bull braune Zwerge
bull weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
bull Schwarze Loumlcher
Baryonische Kandidaten fuumlr DM
48
2 Gas
Heiszliges Gas emittiert Strahlung
Kaltes Gas
- waumlre in Galaxien und Galaxienhaufen sichtbar
bull absorbiert EM-Strahlung
- als DM nur in groszligen Zwischenraumlumen zwischen den Galaxienhaufen
Intergalaktisches Gas 36 ges
49
2 Staub Asteroiden und Meteoriten
Staubwolken
bull streuen das Licht von Sternenim Infraroten sichtbar
Adlernebel
Hale-Bopp
Asteroiden und Meteoritenbull schwere Elemente
im Vergleich zu H zu selten
Zur Loumlsung des Problems waumlre mehr Staub noumltig als beobachtet
50
2 Schwarze Loumlcher
bull extreme Masse 10MSlt M lt 106MS
bull sehr groszlige Schwerkraftbull leuchten gar nichtbull Vermutung
Im Zentrum von Galaxienmit M gt 100MS BH (Simulation)
Massive Schwarze Loumlcher
Keine Erklaumlrung der Rotationskurven ndash muumlssten im Halo sein
51
2 MACHOs
bull Planeten
bull Braune Zwerge
bull Weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
32
1 DM und Akustische Wellen
Verdichtungen von leuchtender Materie
Akustische Wellen
Gravitationswellen
verursachen
Strahlungsdruckverhindert
Verdichtungen vonDunkler Materie
stabilisieren
Temperatur-schwankungen
Strukturen wie Sterne und Galaxien
Sichtbar in CMB
Staumlrkstes Argument fuumlr die Anwesenheit von DM
33
1 Computersimulation bdquoMillennium Runldquo
Normale Materie
Dunkle Materie
MPI Astrophysik
34
Das expandierende Universum im Computer
35
Noch eine Simulation
36
Was kann man aus den Schwankungen uumlber die Kruumlmmung
des Raumes lernen
37
Informationen aus der Hintergrundstrahlung
38
1 Charakterisierung
Dunkle Materie
bull Keine Wechselwirkung mit Strahlung
bull Gravitationswirkung
39
1 Indizien
Indizien fuumlr Dunkle Materie
bull Rotationskurven Galaxienbull Galaxienhaufenbull Strukturbildung im Universum
40
1 Rotationskurven
Annahmen
bull Masse im Zentrum konzentriertbull Sterne bewegen sich auf Kreisbahnen
Newton Mechanik
Kreisbahnen Gravitationskraft = Zentrifugalkraft
Peripherie (M = const ) Zentralbereich (= const )
Gleiche Ergebnis bei relativistischer Rechnung
constM Gesamtmasse innerhalb der Bahn
41
1 Rotationskurven
Rotationskurve Galaxie Rotationskurve Sonnensystem
42
1 Ergebnisse der Messung
Vorhersage Peripherie
Masse nicht im Zentrum konzentriert
Beobachtungen der Leuchtkraftverteilung
in Kepler
43
Rotationskurven
Rotationskurven versch Galaxien
44
Halo aus Dunkler Materie
Halo
Typische Durchmesser
Galaxie
~ 10 kpc ~ 100 kpc
Modell
Galaxie von einem kugelfoumlrmigen DM-Halo stabilisiert
45
Nachweis DM in Clustern
Nicht verzerrte Galaxie Isodense (DM)
Gravitationslinsen bei Abell 2218
Goe
ke
Uni
Boc
hum
46
2 Kandidaten fuumlr Dunkle Materie
bull Baryonische Materie (3 Quarks)
bull Nicht-Baryonische Materie
zwei groszlige Klassen
47
2 Baryonische Materie
bull Gas und Staub
bull Asteroiden Meteoriten und Planeten
bull braune Zwerge
bull weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
bull Schwarze Loumlcher
Baryonische Kandidaten fuumlr DM
48
2 Gas
Heiszliges Gas emittiert Strahlung
Kaltes Gas
- waumlre in Galaxien und Galaxienhaufen sichtbar
bull absorbiert EM-Strahlung
- als DM nur in groszligen Zwischenraumlumen zwischen den Galaxienhaufen
Intergalaktisches Gas 36 ges
49
2 Staub Asteroiden und Meteoriten
Staubwolken
bull streuen das Licht von Sternenim Infraroten sichtbar
Adlernebel
Hale-Bopp
Asteroiden und Meteoritenbull schwere Elemente
im Vergleich zu H zu selten
Zur Loumlsung des Problems waumlre mehr Staub noumltig als beobachtet
50
2 Schwarze Loumlcher
bull extreme Masse 10MSlt M lt 106MS
bull sehr groszlige Schwerkraftbull leuchten gar nichtbull Vermutung
Im Zentrum von Galaxienmit M gt 100MS BH (Simulation)
Massive Schwarze Loumlcher
Keine Erklaumlrung der Rotationskurven ndash muumlssten im Halo sein
51
2 MACHOs
bull Planeten
bull Braune Zwerge
bull Weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
33
1 Computersimulation bdquoMillennium Runldquo
Normale Materie
Dunkle Materie
MPI Astrophysik
34
Das expandierende Universum im Computer
35
Noch eine Simulation
36
Was kann man aus den Schwankungen uumlber die Kruumlmmung
des Raumes lernen
37
Informationen aus der Hintergrundstrahlung
38
1 Charakterisierung
Dunkle Materie
bull Keine Wechselwirkung mit Strahlung
bull Gravitationswirkung
39
1 Indizien
Indizien fuumlr Dunkle Materie
bull Rotationskurven Galaxienbull Galaxienhaufenbull Strukturbildung im Universum
40
1 Rotationskurven
Annahmen
bull Masse im Zentrum konzentriertbull Sterne bewegen sich auf Kreisbahnen
Newton Mechanik
Kreisbahnen Gravitationskraft = Zentrifugalkraft
Peripherie (M = const ) Zentralbereich (= const )
Gleiche Ergebnis bei relativistischer Rechnung
constM Gesamtmasse innerhalb der Bahn
41
1 Rotationskurven
Rotationskurve Galaxie Rotationskurve Sonnensystem
42
1 Ergebnisse der Messung
Vorhersage Peripherie
Masse nicht im Zentrum konzentriert
Beobachtungen der Leuchtkraftverteilung
in Kepler
43
Rotationskurven
Rotationskurven versch Galaxien
44
Halo aus Dunkler Materie
Halo
Typische Durchmesser
Galaxie
~ 10 kpc ~ 100 kpc
Modell
Galaxie von einem kugelfoumlrmigen DM-Halo stabilisiert
45
Nachweis DM in Clustern
Nicht verzerrte Galaxie Isodense (DM)
Gravitationslinsen bei Abell 2218
Goe
ke
Uni
Boc
hum
46
2 Kandidaten fuumlr Dunkle Materie
bull Baryonische Materie (3 Quarks)
bull Nicht-Baryonische Materie
zwei groszlige Klassen
47
2 Baryonische Materie
bull Gas und Staub
bull Asteroiden Meteoriten und Planeten
bull braune Zwerge
bull weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
bull Schwarze Loumlcher
Baryonische Kandidaten fuumlr DM
48
2 Gas
Heiszliges Gas emittiert Strahlung
Kaltes Gas
- waumlre in Galaxien und Galaxienhaufen sichtbar
bull absorbiert EM-Strahlung
- als DM nur in groszligen Zwischenraumlumen zwischen den Galaxienhaufen
Intergalaktisches Gas 36 ges
49
2 Staub Asteroiden und Meteoriten
Staubwolken
bull streuen das Licht von Sternenim Infraroten sichtbar
Adlernebel
Hale-Bopp
Asteroiden und Meteoritenbull schwere Elemente
im Vergleich zu H zu selten
Zur Loumlsung des Problems waumlre mehr Staub noumltig als beobachtet
50
2 Schwarze Loumlcher
bull extreme Masse 10MSlt M lt 106MS
bull sehr groszlige Schwerkraftbull leuchten gar nichtbull Vermutung
Im Zentrum von Galaxienmit M gt 100MS BH (Simulation)
Massive Schwarze Loumlcher
Keine Erklaumlrung der Rotationskurven ndash muumlssten im Halo sein
51
2 MACHOs
bull Planeten
bull Braune Zwerge
bull Weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
34
Das expandierende Universum im Computer
35
Noch eine Simulation
36
Was kann man aus den Schwankungen uumlber die Kruumlmmung
des Raumes lernen
37
Informationen aus der Hintergrundstrahlung
38
1 Charakterisierung
Dunkle Materie
bull Keine Wechselwirkung mit Strahlung
bull Gravitationswirkung
39
1 Indizien
Indizien fuumlr Dunkle Materie
bull Rotationskurven Galaxienbull Galaxienhaufenbull Strukturbildung im Universum
40
1 Rotationskurven
Annahmen
bull Masse im Zentrum konzentriertbull Sterne bewegen sich auf Kreisbahnen
Newton Mechanik
Kreisbahnen Gravitationskraft = Zentrifugalkraft
Peripherie (M = const ) Zentralbereich (= const )
Gleiche Ergebnis bei relativistischer Rechnung
constM Gesamtmasse innerhalb der Bahn
41
1 Rotationskurven
Rotationskurve Galaxie Rotationskurve Sonnensystem
42
1 Ergebnisse der Messung
Vorhersage Peripherie
Masse nicht im Zentrum konzentriert
Beobachtungen der Leuchtkraftverteilung
in Kepler
43
Rotationskurven
Rotationskurven versch Galaxien
44
Halo aus Dunkler Materie
Halo
Typische Durchmesser
Galaxie
~ 10 kpc ~ 100 kpc
Modell
Galaxie von einem kugelfoumlrmigen DM-Halo stabilisiert
45
Nachweis DM in Clustern
Nicht verzerrte Galaxie Isodense (DM)
Gravitationslinsen bei Abell 2218
Goe
ke
Uni
Boc
hum
46
2 Kandidaten fuumlr Dunkle Materie
bull Baryonische Materie (3 Quarks)
bull Nicht-Baryonische Materie
zwei groszlige Klassen
47
2 Baryonische Materie
bull Gas und Staub
bull Asteroiden Meteoriten und Planeten
bull braune Zwerge
bull weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
bull Schwarze Loumlcher
Baryonische Kandidaten fuumlr DM
48
2 Gas
Heiszliges Gas emittiert Strahlung
Kaltes Gas
- waumlre in Galaxien und Galaxienhaufen sichtbar
bull absorbiert EM-Strahlung
- als DM nur in groszligen Zwischenraumlumen zwischen den Galaxienhaufen
Intergalaktisches Gas 36 ges
49
2 Staub Asteroiden und Meteoriten
Staubwolken
bull streuen das Licht von Sternenim Infraroten sichtbar
Adlernebel
Hale-Bopp
Asteroiden und Meteoritenbull schwere Elemente
im Vergleich zu H zu selten
Zur Loumlsung des Problems waumlre mehr Staub noumltig als beobachtet
50
2 Schwarze Loumlcher
bull extreme Masse 10MSlt M lt 106MS
bull sehr groszlige Schwerkraftbull leuchten gar nichtbull Vermutung
Im Zentrum von Galaxienmit M gt 100MS BH (Simulation)
Massive Schwarze Loumlcher
Keine Erklaumlrung der Rotationskurven ndash muumlssten im Halo sein
51
2 MACHOs
bull Planeten
bull Braune Zwerge
bull Weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
35
Noch eine Simulation
36
Was kann man aus den Schwankungen uumlber die Kruumlmmung
des Raumes lernen
37
Informationen aus der Hintergrundstrahlung
38
1 Charakterisierung
Dunkle Materie
bull Keine Wechselwirkung mit Strahlung
bull Gravitationswirkung
39
1 Indizien
Indizien fuumlr Dunkle Materie
bull Rotationskurven Galaxienbull Galaxienhaufenbull Strukturbildung im Universum
40
1 Rotationskurven
Annahmen
bull Masse im Zentrum konzentriertbull Sterne bewegen sich auf Kreisbahnen
Newton Mechanik
Kreisbahnen Gravitationskraft = Zentrifugalkraft
Peripherie (M = const ) Zentralbereich (= const )
Gleiche Ergebnis bei relativistischer Rechnung
constM Gesamtmasse innerhalb der Bahn
41
1 Rotationskurven
Rotationskurve Galaxie Rotationskurve Sonnensystem
42
1 Ergebnisse der Messung
Vorhersage Peripherie
Masse nicht im Zentrum konzentriert
Beobachtungen der Leuchtkraftverteilung
in Kepler
43
Rotationskurven
Rotationskurven versch Galaxien
44
Halo aus Dunkler Materie
Halo
Typische Durchmesser
Galaxie
~ 10 kpc ~ 100 kpc
Modell
Galaxie von einem kugelfoumlrmigen DM-Halo stabilisiert
45
Nachweis DM in Clustern
Nicht verzerrte Galaxie Isodense (DM)
Gravitationslinsen bei Abell 2218
Goe
ke
Uni
Boc
hum
46
2 Kandidaten fuumlr Dunkle Materie
bull Baryonische Materie (3 Quarks)
bull Nicht-Baryonische Materie
zwei groszlige Klassen
47
2 Baryonische Materie
bull Gas und Staub
bull Asteroiden Meteoriten und Planeten
bull braune Zwerge
bull weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
bull Schwarze Loumlcher
Baryonische Kandidaten fuumlr DM
48
2 Gas
Heiszliges Gas emittiert Strahlung
Kaltes Gas
- waumlre in Galaxien und Galaxienhaufen sichtbar
bull absorbiert EM-Strahlung
- als DM nur in groszligen Zwischenraumlumen zwischen den Galaxienhaufen
Intergalaktisches Gas 36 ges
49
2 Staub Asteroiden und Meteoriten
Staubwolken
bull streuen das Licht von Sternenim Infraroten sichtbar
Adlernebel
Hale-Bopp
Asteroiden und Meteoritenbull schwere Elemente
im Vergleich zu H zu selten
Zur Loumlsung des Problems waumlre mehr Staub noumltig als beobachtet
50
2 Schwarze Loumlcher
bull extreme Masse 10MSlt M lt 106MS
bull sehr groszlige Schwerkraftbull leuchten gar nichtbull Vermutung
Im Zentrum von Galaxienmit M gt 100MS BH (Simulation)
Massive Schwarze Loumlcher
Keine Erklaumlrung der Rotationskurven ndash muumlssten im Halo sein
51
2 MACHOs
bull Planeten
bull Braune Zwerge
bull Weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
36
Was kann man aus den Schwankungen uumlber die Kruumlmmung
des Raumes lernen
37
Informationen aus der Hintergrundstrahlung
38
1 Charakterisierung
Dunkle Materie
bull Keine Wechselwirkung mit Strahlung
bull Gravitationswirkung
39
1 Indizien
Indizien fuumlr Dunkle Materie
bull Rotationskurven Galaxienbull Galaxienhaufenbull Strukturbildung im Universum
40
1 Rotationskurven
Annahmen
bull Masse im Zentrum konzentriertbull Sterne bewegen sich auf Kreisbahnen
Newton Mechanik
Kreisbahnen Gravitationskraft = Zentrifugalkraft
Peripherie (M = const ) Zentralbereich (= const )
Gleiche Ergebnis bei relativistischer Rechnung
constM Gesamtmasse innerhalb der Bahn
41
1 Rotationskurven
Rotationskurve Galaxie Rotationskurve Sonnensystem
42
1 Ergebnisse der Messung
Vorhersage Peripherie
Masse nicht im Zentrum konzentriert
Beobachtungen der Leuchtkraftverteilung
in Kepler
43
Rotationskurven
Rotationskurven versch Galaxien
44
Halo aus Dunkler Materie
Halo
Typische Durchmesser
Galaxie
~ 10 kpc ~ 100 kpc
Modell
Galaxie von einem kugelfoumlrmigen DM-Halo stabilisiert
45
Nachweis DM in Clustern
Nicht verzerrte Galaxie Isodense (DM)
Gravitationslinsen bei Abell 2218
Goe
ke
Uni
Boc
hum
46
2 Kandidaten fuumlr Dunkle Materie
bull Baryonische Materie (3 Quarks)
bull Nicht-Baryonische Materie
zwei groszlige Klassen
47
2 Baryonische Materie
bull Gas und Staub
bull Asteroiden Meteoriten und Planeten
bull braune Zwerge
bull weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
bull Schwarze Loumlcher
Baryonische Kandidaten fuumlr DM
48
2 Gas
Heiszliges Gas emittiert Strahlung
Kaltes Gas
- waumlre in Galaxien und Galaxienhaufen sichtbar
bull absorbiert EM-Strahlung
- als DM nur in groszligen Zwischenraumlumen zwischen den Galaxienhaufen
Intergalaktisches Gas 36 ges
49
2 Staub Asteroiden und Meteoriten
Staubwolken
bull streuen das Licht von Sternenim Infraroten sichtbar
Adlernebel
Hale-Bopp
Asteroiden und Meteoritenbull schwere Elemente
im Vergleich zu H zu selten
Zur Loumlsung des Problems waumlre mehr Staub noumltig als beobachtet
50
2 Schwarze Loumlcher
bull extreme Masse 10MSlt M lt 106MS
bull sehr groszlige Schwerkraftbull leuchten gar nichtbull Vermutung
Im Zentrum von Galaxienmit M gt 100MS BH (Simulation)
Massive Schwarze Loumlcher
Keine Erklaumlrung der Rotationskurven ndash muumlssten im Halo sein
51
2 MACHOs
bull Planeten
bull Braune Zwerge
bull Weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
37
Informationen aus der Hintergrundstrahlung
38
1 Charakterisierung
Dunkle Materie
bull Keine Wechselwirkung mit Strahlung
bull Gravitationswirkung
39
1 Indizien
Indizien fuumlr Dunkle Materie
bull Rotationskurven Galaxienbull Galaxienhaufenbull Strukturbildung im Universum
40
1 Rotationskurven
Annahmen
bull Masse im Zentrum konzentriertbull Sterne bewegen sich auf Kreisbahnen
Newton Mechanik
Kreisbahnen Gravitationskraft = Zentrifugalkraft
Peripherie (M = const ) Zentralbereich (= const )
Gleiche Ergebnis bei relativistischer Rechnung
constM Gesamtmasse innerhalb der Bahn
41
1 Rotationskurven
Rotationskurve Galaxie Rotationskurve Sonnensystem
42
1 Ergebnisse der Messung
Vorhersage Peripherie
Masse nicht im Zentrum konzentriert
Beobachtungen der Leuchtkraftverteilung
in Kepler
43
Rotationskurven
Rotationskurven versch Galaxien
44
Halo aus Dunkler Materie
Halo
Typische Durchmesser
Galaxie
~ 10 kpc ~ 100 kpc
Modell
Galaxie von einem kugelfoumlrmigen DM-Halo stabilisiert
45
Nachweis DM in Clustern
Nicht verzerrte Galaxie Isodense (DM)
Gravitationslinsen bei Abell 2218
Goe
ke
Uni
Boc
hum
46
2 Kandidaten fuumlr Dunkle Materie
bull Baryonische Materie (3 Quarks)
bull Nicht-Baryonische Materie
zwei groszlige Klassen
47
2 Baryonische Materie
bull Gas und Staub
bull Asteroiden Meteoriten und Planeten
bull braune Zwerge
bull weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
bull Schwarze Loumlcher
Baryonische Kandidaten fuumlr DM
48
2 Gas
Heiszliges Gas emittiert Strahlung
Kaltes Gas
- waumlre in Galaxien und Galaxienhaufen sichtbar
bull absorbiert EM-Strahlung
- als DM nur in groszligen Zwischenraumlumen zwischen den Galaxienhaufen
Intergalaktisches Gas 36 ges
49
2 Staub Asteroiden und Meteoriten
Staubwolken
bull streuen das Licht von Sternenim Infraroten sichtbar
Adlernebel
Hale-Bopp
Asteroiden und Meteoritenbull schwere Elemente
im Vergleich zu H zu selten
Zur Loumlsung des Problems waumlre mehr Staub noumltig als beobachtet
50
2 Schwarze Loumlcher
bull extreme Masse 10MSlt M lt 106MS
bull sehr groszlige Schwerkraftbull leuchten gar nichtbull Vermutung
Im Zentrum von Galaxienmit M gt 100MS BH (Simulation)
Massive Schwarze Loumlcher
Keine Erklaumlrung der Rotationskurven ndash muumlssten im Halo sein
51
2 MACHOs
bull Planeten
bull Braune Zwerge
bull Weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
38
1 Charakterisierung
Dunkle Materie
bull Keine Wechselwirkung mit Strahlung
bull Gravitationswirkung
39
1 Indizien
Indizien fuumlr Dunkle Materie
bull Rotationskurven Galaxienbull Galaxienhaufenbull Strukturbildung im Universum
40
1 Rotationskurven
Annahmen
bull Masse im Zentrum konzentriertbull Sterne bewegen sich auf Kreisbahnen
Newton Mechanik
Kreisbahnen Gravitationskraft = Zentrifugalkraft
Peripherie (M = const ) Zentralbereich (= const )
Gleiche Ergebnis bei relativistischer Rechnung
constM Gesamtmasse innerhalb der Bahn
41
1 Rotationskurven
Rotationskurve Galaxie Rotationskurve Sonnensystem
42
1 Ergebnisse der Messung
Vorhersage Peripherie
Masse nicht im Zentrum konzentriert
Beobachtungen der Leuchtkraftverteilung
in Kepler
43
Rotationskurven
Rotationskurven versch Galaxien
44
Halo aus Dunkler Materie
Halo
Typische Durchmesser
Galaxie
~ 10 kpc ~ 100 kpc
Modell
Galaxie von einem kugelfoumlrmigen DM-Halo stabilisiert
45
Nachweis DM in Clustern
Nicht verzerrte Galaxie Isodense (DM)
Gravitationslinsen bei Abell 2218
Goe
ke
Uni
Boc
hum
46
2 Kandidaten fuumlr Dunkle Materie
bull Baryonische Materie (3 Quarks)
bull Nicht-Baryonische Materie
zwei groszlige Klassen
47
2 Baryonische Materie
bull Gas und Staub
bull Asteroiden Meteoriten und Planeten
bull braune Zwerge
bull weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
bull Schwarze Loumlcher
Baryonische Kandidaten fuumlr DM
48
2 Gas
Heiszliges Gas emittiert Strahlung
Kaltes Gas
- waumlre in Galaxien und Galaxienhaufen sichtbar
bull absorbiert EM-Strahlung
- als DM nur in groszligen Zwischenraumlumen zwischen den Galaxienhaufen
Intergalaktisches Gas 36 ges
49
2 Staub Asteroiden und Meteoriten
Staubwolken
bull streuen das Licht von Sternenim Infraroten sichtbar
Adlernebel
Hale-Bopp
Asteroiden und Meteoritenbull schwere Elemente
im Vergleich zu H zu selten
Zur Loumlsung des Problems waumlre mehr Staub noumltig als beobachtet
50
2 Schwarze Loumlcher
bull extreme Masse 10MSlt M lt 106MS
bull sehr groszlige Schwerkraftbull leuchten gar nichtbull Vermutung
Im Zentrum von Galaxienmit M gt 100MS BH (Simulation)
Massive Schwarze Loumlcher
Keine Erklaumlrung der Rotationskurven ndash muumlssten im Halo sein
51
2 MACHOs
bull Planeten
bull Braune Zwerge
bull Weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
39
1 Indizien
Indizien fuumlr Dunkle Materie
bull Rotationskurven Galaxienbull Galaxienhaufenbull Strukturbildung im Universum
40
1 Rotationskurven
Annahmen
bull Masse im Zentrum konzentriertbull Sterne bewegen sich auf Kreisbahnen
Newton Mechanik
Kreisbahnen Gravitationskraft = Zentrifugalkraft
Peripherie (M = const ) Zentralbereich (= const )
Gleiche Ergebnis bei relativistischer Rechnung
constM Gesamtmasse innerhalb der Bahn
41
1 Rotationskurven
Rotationskurve Galaxie Rotationskurve Sonnensystem
42
1 Ergebnisse der Messung
Vorhersage Peripherie
Masse nicht im Zentrum konzentriert
Beobachtungen der Leuchtkraftverteilung
in Kepler
43
Rotationskurven
Rotationskurven versch Galaxien
44
Halo aus Dunkler Materie
Halo
Typische Durchmesser
Galaxie
~ 10 kpc ~ 100 kpc
Modell
Galaxie von einem kugelfoumlrmigen DM-Halo stabilisiert
45
Nachweis DM in Clustern
Nicht verzerrte Galaxie Isodense (DM)
Gravitationslinsen bei Abell 2218
Goe
ke
Uni
Boc
hum
46
2 Kandidaten fuumlr Dunkle Materie
bull Baryonische Materie (3 Quarks)
bull Nicht-Baryonische Materie
zwei groszlige Klassen
47
2 Baryonische Materie
bull Gas und Staub
bull Asteroiden Meteoriten und Planeten
bull braune Zwerge
bull weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
bull Schwarze Loumlcher
Baryonische Kandidaten fuumlr DM
48
2 Gas
Heiszliges Gas emittiert Strahlung
Kaltes Gas
- waumlre in Galaxien und Galaxienhaufen sichtbar
bull absorbiert EM-Strahlung
- als DM nur in groszligen Zwischenraumlumen zwischen den Galaxienhaufen
Intergalaktisches Gas 36 ges
49
2 Staub Asteroiden und Meteoriten
Staubwolken
bull streuen das Licht von Sternenim Infraroten sichtbar
Adlernebel
Hale-Bopp
Asteroiden und Meteoritenbull schwere Elemente
im Vergleich zu H zu selten
Zur Loumlsung des Problems waumlre mehr Staub noumltig als beobachtet
50
2 Schwarze Loumlcher
bull extreme Masse 10MSlt M lt 106MS
bull sehr groszlige Schwerkraftbull leuchten gar nichtbull Vermutung
Im Zentrum von Galaxienmit M gt 100MS BH (Simulation)
Massive Schwarze Loumlcher
Keine Erklaumlrung der Rotationskurven ndash muumlssten im Halo sein
51
2 MACHOs
bull Planeten
bull Braune Zwerge
bull Weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
40
1 Rotationskurven
Annahmen
bull Masse im Zentrum konzentriertbull Sterne bewegen sich auf Kreisbahnen
Newton Mechanik
Kreisbahnen Gravitationskraft = Zentrifugalkraft
Peripherie (M = const ) Zentralbereich (= const )
Gleiche Ergebnis bei relativistischer Rechnung
constM Gesamtmasse innerhalb der Bahn
41
1 Rotationskurven
Rotationskurve Galaxie Rotationskurve Sonnensystem
42
1 Ergebnisse der Messung
Vorhersage Peripherie
Masse nicht im Zentrum konzentriert
Beobachtungen der Leuchtkraftverteilung
in Kepler
43
Rotationskurven
Rotationskurven versch Galaxien
44
Halo aus Dunkler Materie
Halo
Typische Durchmesser
Galaxie
~ 10 kpc ~ 100 kpc
Modell
Galaxie von einem kugelfoumlrmigen DM-Halo stabilisiert
45
Nachweis DM in Clustern
Nicht verzerrte Galaxie Isodense (DM)
Gravitationslinsen bei Abell 2218
Goe
ke
Uni
Boc
hum
46
2 Kandidaten fuumlr Dunkle Materie
bull Baryonische Materie (3 Quarks)
bull Nicht-Baryonische Materie
zwei groszlige Klassen
47
2 Baryonische Materie
bull Gas und Staub
bull Asteroiden Meteoriten und Planeten
bull braune Zwerge
bull weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
bull Schwarze Loumlcher
Baryonische Kandidaten fuumlr DM
48
2 Gas
Heiszliges Gas emittiert Strahlung
Kaltes Gas
- waumlre in Galaxien und Galaxienhaufen sichtbar
bull absorbiert EM-Strahlung
- als DM nur in groszligen Zwischenraumlumen zwischen den Galaxienhaufen
Intergalaktisches Gas 36 ges
49
2 Staub Asteroiden und Meteoriten
Staubwolken
bull streuen das Licht von Sternenim Infraroten sichtbar
Adlernebel
Hale-Bopp
Asteroiden und Meteoritenbull schwere Elemente
im Vergleich zu H zu selten
Zur Loumlsung des Problems waumlre mehr Staub noumltig als beobachtet
50
2 Schwarze Loumlcher
bull extreme Masse 10MSlt M lt 106MS
bull sehr groszlige Schwerkraftbull leuchten gar nichtbull Vermutung
Im Zentrum von Galaxienmit M gt 100MS BH (Simulation)
Massive Schwarze Loumlcher
Keine Erklaumlrung der Rotationskurven ndash muumlssten im Halo sein
51
2 MACHOs
bull Planeten
bull Braune Zwerge
bull Weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
41
1 Rotationskurven
Rotationskurve Galaxie Rotationskurve Sonnensystem
42
1 Ergebnisse der Messung
Vorhersage Peripherie
Masse nicht im Zentrum konzentriert
Beobachtungen der Leuchtkraftverteilung
in Kepler
43
Rotationskurven
Rotationskurven versch Galaxien
44
Halo aus Dunkler Materie
Halo
Typische Durchmesser
Galaxie
~ 10 kpc ~ 100 kpc
Modell
Galaxie von einem kugelfoumlrmigen DM-Halo stabilisiert
45
Nachweis DM in Clustern
Nicht verzerrte Galaxie Isodense (DM)
Gravitationslinsen bei Abell 2218
Goe
ke
Uni
Boc
hum
46
2 Kandidaten fuumlr Dunkle Materie
bull Baryonische Materie (3 Quarks)
bull Nicht-Baryonische Materie
zwei groszlige Klassen
47
2 Baryonische Materie
bull Gas und Staub
bull Asteroiden Meteoriten und Planeten
bull braune Zwerge
bull weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
bull Schwarze Loumlcher
Baryonische Kandidaten fuumlr DM
48
2 Gas
Heiszliges Gas emittiert Strahlung
Kaltes Gas
- waumlre in Galaxien und Galaxienhaufen sichtbar
bull absorbiert EM-Strahlung
- als DM nur in groszligen Zwischenraumlumen zwischen den Galaxienhaufen
Intergalaktisches Gas 36 ges
49
2 Staub Asteroiden und Meteoriten
Staubwolken
bull streuen das Licht von Sternenim Infraroten sichtbar
Adlernebel
Hale-Bopp
Asteroiden und Meteoritenbull schwere Elemente
im Vergleich zu H zu selten
Zur Loumlsung des Problems waumlre mehr Staub noumltig als beobachtet
50
2 Schwarze Loumlcher
bull extreme Masse 10MSlt M lt 106MS
bull sehr groszlige Schwerkraftbull leuchten gar nichtbull Vermutung
Im Zentrum von Galaxienmit M gt 100MS BH (Simulation)
Massive Schwarze Loumlcher
Keine Erklaumlrung der Rotationskurven ndash muumlssten im Halo sein
51
2 MACHOs
bull Planeten
bull Braune Zwerge
bull Weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
42
1 Ergebnisse der Messung
Vorhersage Peripherie
Masse nicht im Zentrum konzentriert
Beobachtungen der Leuchtkraftverteilung
in Kepler
43
Rotationskurven
Rotationskurven versch Galaxien
44
Halo aus Dunkler Materie
Halo
Typische Durchmesser
Galaxie
~ 10 kpc ~ 100 kpc
Modell
Galaxie von einem kugelfoumlrmigen DM-Halo stabilisiert
45
Nachweis DM in Clustern
Nicht verzerrte Galaxie Isodense (DM)
Gravitationslinsen bei Abell 2218
Goe
ke
Uni
Boc
hum
46
2 Kandidaten fuumlr Dunkle Materie
bull Baryonische Materie (3 Quarks)
bull Nicht-Baryonische Materie
zwei groszlige Klassen
47
2 Baryonische Materie
bull Gas und Staub
bull Asteroiden Meteoriten und Planeten
bull braune Zwerge
bull weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
bull Schwarze Loumlcher
Baryonische Kandidaten fuumlr DM
48
2 Gas
Heiszliges Gas emittiert Strahlung
Kaltes Gas
- waumlre in Galaxien und Galaxienhaufen sichtbar
bull absorbiert EM-Strahlung
- als DM nur in groszligen Zwischenraumlumen zwischen den Galaxienhaufen
Intergalaktisches Gas 36 ges
49
2 Staub Asteroiden und Meteoriten
Staubwolken
bull streuen das Licht von Sternenim Infraroten sichtbar
Adlernebel
Hale-Bopp
Asteroiden und Meteoritenbull schwere Elemente
im Vergleich zu H zu selten
Zur Loumlsung des Problems waumlre mehr Staub noumltig als beobachtet
50
2 Schwarze Loumlcher
bull extreme Masse 10MSlt M lt 106MS
bull sehr groszlige Schwerkraftbull leuchten gar nichtbull Vermutung
Im Zentrum von Galaxienmit M gt 100MS BH (Simulation)
Massive Schwarze Loumlcher
Keine Erklaumlrung der Rotationskurven ndash muumlssten im Halo sein
51
2 MACHOs
bull Planeten
bull Braune Zwerge
bull Weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
43
Rotationskurven
Rotationskurven versch Galaxien
44
Halo aus Dunkler Materie
Halo
Typische Durchmesser
Galaxie
~ 10 kpc ~ 100 kpc
Modell
Galaxie von einem kugelfoumlrmigen DM-Halo stabilisiert
45
Nachweis DM in Clustern
Nicht verzerrte Galaxie Isodense (DM)
Gravitationslinsen bei Abell 2218
Goe
ke
Uni
Boc
hum
46
2 Kandidaten fuumlr Dunkle Materie
bull Baryonische Materie (3 Quarks)
bull Nicht-Baryonische Materie
zwei groszlige Klassen
47
2 Baryonische Materie
bull Gas und Staub
bull Asteroiden Meteoriten und Planeten
bull braune Zwerge
bull weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
bull Schwarze Loumlcher
Baryonische Kandidaten fuumlr DM
48
2 Gas
Heiszliges Gas emittiert Strahlung
Kaltes Gas
- waumlre in Galaxien und Galaxienhaufen sichtbar
bull absorbiert EM-Strahlung
- als DM nur in groszligen Zwischenraumlumen zwischen den Galaxienhaufen
Intergalaktisches Gas 36 ges
49
2 Staub Asteroiden und Meteoriten
Staubwolken
bull streuen das Licht von Sternenim Infraroten sichtbar
Adlernebel
Hale-Bopp
Asteroiden und Meteoritenbull schwere Elemente
im Vergleich zu H zu selten
Zur Loumlsung des Problems waumlre mehr Staub noumltig als beobachtet
50
2 Schwarze Loumlcher
bull extreme Masse 10MSlt M lt 106MS
bull sehr groszlige Schwerkraftbull leuchten gar nichtbull Vermutung
Im Zentrum von Galaxienmit M gt 100MS BH (Simulation)
Massive Schwarze Loumlcher
Keine Erklaumlrung der Rotationskurven ndash muumlssten im Halo sein
51
2 MACHOs
bull Planeten
bull Braune Zwerge
bull Weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
44
Halo aus Dunkler Materie
Halo
Typische Durchmesser
Galaxie
~ 10 kpc ~ 100 kpc
Modell
Galaxie von einem kugelfoumlrmigen DM-Halo stabilisiert
45
Nachweis DM in Clustern
Nicht verzerrte Galaxie Isodense (DM)
Gravitationslinsen bei Abell 2218
Goe
ke
Uni
Boc
hum
46
2 Kandidaten fuumlr Dunkle Materie
bull Baryonische Materie (3 Quarks)
bull Nicht-Baryonische Materie
zwei groszlige Klassen
47
2 Baryonische Materie
bull Gas und Staub
bull Asteroiden Meteoriten und Planeten
bull braune Zwerge
bull weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
bull Schwarze Loumlcher
Baryonische Kandidaten fuumlr DM
48
2 Gas
Heiszliges Gas emittiert Strahlung
Kaltes Gas
- waumlre in Galaxien und Galaxienhaufen sichtbar
bull absorbiert EM-Strahlung
- als DM nur in groszligen Zwischenraumlumen zwischen den Galaxienhaufen
Intergalaktisches Gas 36 ges
49
2 Staub Asteroiden und Meteoriten
Staubwolken
bull streuen das Licht von Sternenim Infraroten sichtbar
Adlernebel
Hale-Bopp
Asteroiden und Meteoritenbull schwere Elemente
im Vergleich zu H zu selten
Zur Loumlsung des Problems waumlre mehr Staub noumltig als beobachtet
50
2 Schwarze Loumlcher
bull extreme Masse 10MSlt M lt 106MS
bull sehr groszlige Schwerkraftbull leuchten gar nichtbull Vermutung
Im Zentrum von Galaxienmit M gt 100MS BH (Simulation)
Massive Schwarze Loumlcher
Keine Erklaumlrung der Rotationskurven ndash muumlssten im Halo sein
51
2 MACHOs
bull Planeten
bull Braune Zwerge
bull Weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
45
Nachweis DM in Clustern
Nicht verzerrte Galaxie Isodense (DM)
Gravitationslinsen bei Abell 2218
Goe
ke
Uni
Boc
hum
46
2 Kandidaten fuumlr Dunkle Materie
bull Baryonische Materie (3 Quarks)
bull Nicht-Baryonische Materie
zwei groszlige Klassen
47
2 Baryonische Materie
bull Gas und Staub
bull Asteroiden Meteoriten und Planeten
bull braune Zwerge
bull weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
bull Schwarze Loumlcher
Baryonische Kandidaten fuumlr DM
48
2 Gas
Heiszliges Gas emittiert Strahlung
Kaltes Gas
- waumlre in Galaxien und Galaxienhaufen sichtbar
bull absorbiert EM-Strahlung
- als DM nur in groszligen Zwischenraumlumen zwischen den Galaxienhaufen
Intergalaktisches Gas 36 ges
49
2 Staub Asteroiden und Meteoriten
Staubwolken
bull streuen das Licht von Sternenim Infraroten sichtbar
Adlernebel
Hale-Bopp
Asteroiden und Meteoritenbull schwere Elemente
im Vergleich zu H zu selten
Zur Loumlsung des Problems waumlre mehr Staub noumltig als beobachtet
50
2 Schwarze Loumlcher
bull extreme Masse 10MSlt M lt 106MS
bull sehr groszlige Schwerkraftbull leuchten gar nichtbull Vermutung
Im Zentrum von Galaxienmit M gt 100MS BH (Simulation)
Massive Schwarze Loumlcher
Keine Erklaumlrung der Rotationskurven ndash muumlssten im Halo sein
51
2 MACHOs
bull Planeten
bull Braune Zwerge
bull Weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
46
2 Kandidaten fuumlr Dunkle Materie
bull Baryonische Materie (3 Quarks)
bull Nicht-Baryonische Materie
zwei groszlige Klassen
47
2 Baryonische Materie
bull Gas und Staub
bull Asteroiden Meteoriten und Planeten
bull braune Zwerge
bull weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
bull Schwarze Loumlcher
Baryonische Kandidaten fuumlr DM
48
2 Gas
Heiszliges Gas emittiert Strahlung
Kaltes Gas
- waumlre in Galaxien und Galaxienhaufen sichtbar
bull absorbiert EM-Strahlung
- als DM nur in groszligen Zwischenraumlumen zwischen den Galaxienhaufen
Intergalaktisches Gas 36 ges
49
2 Staub Asteroiden und Meteoriten
Staubwolken
bull streuen das Licht von Sternenim Infraroten sichtbar
Adlernebel
Hale-Bopp
Asteroiden und Meteoritenbull schwere Elemente
im Vergleich zu H zu selten
Zur Loumlsung des Problems waumlre mehr Staub noumltig als beobachtet
50
2 Schwarze Loumlcher
bull extreme Masse 10MSlt M lt 106MS
bull sehr groszlige Schwerkraftbull leuchten gar nichtbull Vermutung
Im Zentrum von Galaxienmit M gt 100MS BH (Simulation)
Massive Schwarze Loumlcher
Keine Erklaumlrung der Rotationskurven ndash muumlssten im Halo sein
51
2 MACHOs
bull Planeten
bull Braune Zwerge
bull Weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
47
2 Baryonische Materie
bull Gas und Staub
bull Asteroiden Meteoriten und Planeten
bull braune Zwerge
bull weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
bull Schwarze Loumlcher
Baryonische Kandidaten fuumlr DM
48
2 Gas
Heiszliges Gas emittiert Strahlung
Kaltes Gas
- waumlre in Galaxien und Galaxienhaufen sichtbar
bull absorbiert EM-Strahlung
- als DM nur in groszligen Zwischenraumlumen zwischen den Galaxienhaufen
Intergalaktisches Gas 36 ges
49
2 Staub Asteroiden und Meteoriten
Staubwolken
bull streuen das Licht von Sternenim Infraroten sichtbar
Adlernebel
Hale-Bopp
Asteroiden und Meteoritenbull schwere Elemente
im Vergleich zu H zu selten
Zur Loumlsung des Problems waumlre mehr Staub noumltig als beobachtet
50
2 Schwarze Loumlcher
bull extreme Masse 10MSlt M lt 106MS
bull sehr groszlige Schwerkraftbull leuchten gar nichtbull Vermutung
Im Zentrum von Galaxienmit M gt 100MS BH (Simulation)
Massive Schwarze Loumlcher
Keine Erklaumlrung der Rotationskurven ndash muumlssten im Halo sein
51
2 MACHOs
bull Planeten
bull Braune Zwerge
bull Weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
48
2 Gas
Heiszliges Gas emittiert Strahlung
Kaltes Gas
- waumlre in Galaxien und Galaxienhaufen sichtbar
bull absorbiert EM-Strahlung
- als DM nur in groszligen Zwischenraumlumen zwischen den Galaxienhaufen
Intergalaktisches Gas 36 ges
49
2 Staub Asteroiden und Meteoriten
Staubwolken
bull streuen das Licht von Sternenim Infraroten sichtbar
Adlernebel
Hale-Bopp
Asteroiden und Meteoritenbull schwere Elemente
im Vergleich zu H zu selten
Zur Loumlsung des Problems waumlre mehr Staub noumltig als beobachtet
50
2 Schwarze Loumlcher
bull extreme Masse 10MSlt M lt 106MS
bull sehr groszlige Schwerkraftbull leuchten gar nichtbull Vermutung
Im Zentrum von Galaxienmit M gt 100MS BH (Simulation)
Massive Schwarze Loumlcher
Keine Erklaumlrung der Rotationskurven ndash muumlssten im Halo sein
51
2 MACHOs
bull Planeten
bull Braune Zwerge
bull Weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
49
2 Staub Asteroiden und Meteoriten
Staubwolken
bull streuen das Licht von Sternenim Infraroten sichtbar
Adlernebel
Hale-Bopp
Asteroiden und Meteoritenbull schwere Elemente
im Vergleich zu H zu selten
Zur Loumlsung des Problems waumlre mehr Staub noumltig als beobachtet
50
2 Schwarze Loumlcher
bull extreme Masse 10MSlt M lt 106MS
bull sehr groszlige Schwerkraftbull leuchten gar nichtbull Vermutung
Im Zentrum von Galaxienmit M gt 100MS BH (Simulation)
Massive Schwarze Loumlcher
Keine Erklaumlrung der Rotationskurven ndash muumlssten im Halo sein
51
2 MACHOs
bull Planeten
bull Braune Zwerge
bull Weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
50
2 Schwarze Loumlcher
bull extreme Masse 10MSlt M lt 106MS
bull sehr groszlige Schwerkraftbull leuchten gar nichtbull Vermutung
Im Zentrum von Galaxienmit M gt 100MS BH (Simulation)
Massive Schwarze Loumlcher
Keine Erklaumlrung der Rotationskurven ndash muumlssten im Halo sein
51
2 MACHOs
bull Planeten
bull Braune Zwerge
bull Weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
51
2 MACHOs
bull Planeten
bull Braune Zwerge
bull Weiszlige Zwerge
bull Neutronensterne
MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
Moumlglicherweise verantwortlich fuumlr 20 der baryonischen DM
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
52
2 MACHOs
Braune Zwerge
2M1207 Chauvin 2004
bull Geringe (sub-solare) Sternenmasse
001MS lt M lt 008 MS
bullleuchten nur sehr schwach (sup2H ndash Brennen)
Jupiteraumlhnliche Planeten
bull groumlszligtenteils H2
bull Hohe Masse Einfluss auf Bewegung des Zentralsterns
Nicht in ausreichender Zahl beobachtet worden
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
53
2 MACHOs
bull Masse
Sehr alt und leuchtschwach guter Kandidat
Weiszlige Zwerge
Neutronensterne
bull Ziehen Gas aus ihrer Umgebung anRoumlntgenstrahlung (Pulsar)
bull Masse
Neutronenstern(Pulsar)
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
54
Nicht-baryonische Kandidaten fuumlr DM
2 Nicht-Baryonische Materie
electron selectron
neutrino sneutrino
gluon gluino
hellip hellip
Fermion Boson
bull Neutrinobull WIMP (Schwache WW und Gravitation)
bull weitere Teilchen aus Supersymmetrie
WIMP Weakly Interacting Massive Particle
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
55
2 Neutrinos
Rotationskurven in Galaxien durch Neutrinos
Abschaumltzung Neutrinomasse mn gt 10 eV
Verschwindend geringer Beitrag
Atmosphaumlrische Neutrinomessungen
mnlt 1eV
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
56
2 WIMPs
bull Masse 50-1000 GeV
bull elektrisch ungeladen
bull stabil
bull schwach-wechselwirkend
Neutralino (LSP)
LSP Lightest Supersymmetric Particle
WIMP-Hauptkandidat
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
57
3 Sitzverteilung im Kosmos
WMAP(2003)
Anteile an Gesamtenergiedichte
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
58
3 Dunkle Energie
Einsteinsche Feldgleichungen
Kosmologische Konstante
bull Zeit- und ortsunabhaumlngig (bdquoIntegrationskonstanteldquo)
Muss phys interpretiert werden
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
59
3 Implementierung von
in den Friedmangleichungen
Einstein-Feldgleichungen
Robertson-Walker-Metrik
Kosmologisches Prinzip
Vereinfachter Energie-Impulstensor
Verschwinden des Dichtegradienten
Erweiterte Friedman-Gleichungen
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
60
3 DE Interpretation
Vakuumenergiedichte
Physikalische Interpretation
Skalierung
(Vakuum) Raum gekruumlmmt
Beobachtung
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
61
3 VakuumenergiedichteVakuumflu
ktuation
Heisenbergsche Unschaumlrferelation
Staumlndige Enstehung und Annihilation von Teilchen-Antiteilchen-Paaren
bdquovirtuelle Teilchenldquo
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
62
3 Casimir Effekt
Zwei Platten (Abstand L ~ Angstroumlm)
dazwischen
lt 2L
Kraft
1997 gemessen
auszligerhalb
lt
Wenig Teilchen Viele Teilchen
Druckgradient
S Lamoreaux Seattle
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
63
3 QM Abschaumltzung
Nie direkt beobachtbar ndash zudem auch Lorentzinvariant
Nullpunktschwingungen eines elektr Feldes
Energie h2 pro Schwingungszustand
Eingrenzen durch Plancklaumlnge
Optische Dispersion
Integration uumlber Kugelkoordinaten
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
64
3 Vergleich QM ndash Beobachtung
bdquoSchlechteste Abschaumltzung in der Geschichte der Physikldquo
Zur Erinnerung
gesamt = krit k = 0 flache (euklid) Raumzeit
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
65
3 Flaches Universum
Erweiterten Friedman-Gleichungen
k = 0
Dichten von DE und Materie ergeben krit Dichte
Skalierungen
66
3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
mund zur heutigen Zeit in der gleichen Groumlszligenordnung
Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
2
Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
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3 Struktur und Dynamik des Universums
Experimentelle Daten
Raumzeit flach (euklidisch)
Vereinbar mit Hubble-Exp
Universum wird fuumlr immer expandieren
Big Bang zu fruumlh
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
Erweiterte Friedman-Gleichung
unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
3 Beschleunigungsparameter
Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
3 DE und Weltalter
Zu groszliges lieszligeHubble Alter divergieren
Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
3 Koinzidenzproblem
heute
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Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
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Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
67
3 Beschleunigungsparameter
q0 = 0 Konstante Expansion
Beschleunigte Expansion
Verzoumlgerte Expansion
q0 lt 0
Fallunterscheidung
q0 gt 0
Beschl Expansiongt
lt
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unabhaumlngig von k Wenn k = 0 q0 = 05
68
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Experimentelle Daten
q0 = -055
Beschleunigte Expansion
Geraden gelten fuumlr beliebige k
69
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Kein Urknall
Fine-Tuning
Konst Weltalter
Bester Fit im k=0-Universum
70
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heute
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Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
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bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
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Kein Urknall
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Verhaumlltnis mnicht konstant
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Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
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q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
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Kein Urknall
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Bester Fit im k=0-Universum
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Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
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Baryonisch Nicht-Baryonisch
bull Neutrinosbull Neutralinos
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q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
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Ende
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Zufall
Verhaumlltnis mnicht konstant
71
1
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3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
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bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
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bull Neutrinosbull Neutralinos
3Erweiterte Friedman-Gleichungen
q0 = - 055 Weltalter
72
Die Urknalltheorie
bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
72
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bdquoGeistesgegenwaumlrtig hatte Gott damals vom Urknall ein Foto geschossen welches er immer noch recht eindrucksvoll fandldquo
Ende
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