inhalt
DESCRIPTION
Inhalt. kosmologisches Modell Ansätze: Isotropie, Homogenität des Universums Robertson-Walker-Metrik kosmologische Rotverschiebung & Hubble-Gesetz Entfernungsmessungen Friedmanngleichungen Standardmodell (Inflation) Bestimmung der Dichteparameter. - PowerPoint PPT PresentationTRANSCRIPT
Seminar: Aktuelle Probleme der Astrophysik
Grundlagen des heutigenkosmologischen Modells
28/04/2005 Linda Kern
228/04/2005 Linda Kern
Inhalt
kosmologisches Modell
Ansätze: Isotropie, Homogenität des Universums
Robertson-Walker-Metrik
kosmologische Rotverschiebung & Hubble-Gesetz
Entfernungsmessungen
Friedmanngleichungen
Standardmodell (Inflation)
Bestimmung der Dichteparameter
328/04/2005 Linda Kern
Was ist ein kosmologisches Modell?
Modell, welches die Entwicklung des Universums in Abhängigkeit von der Zeit beschreibt
Grundlage ist die ART (Feldgleichungen)
um die Gleichungen lösen zu können, sind vereinfachende Annahmen nötig
Annahmen sind experimentell zu fundieren
428/04/2005 Linda Kern
vereinfachende Annahmen
Kopernikus-Prinzip
„wir sind nichts besonderes“
kosmologisches Prinzip
bei (sehr) großem Maßstab ist das Universum (räumlich) homogen und isotrop
Weylsches Postulat
alle Weltlinien stehen zu jeder Epoche auf einer raumartigenHyperfläche t = const. senkrecht
528/04/2005 Linda Kern
experimenteller Test der Isotropie
Mikrowellen-Hintergrundstrahlung
„abgekühlte“ Schwarzkörperstrahlung aus Entstehungsphase des Universums
Atome Universum undurchsichtig (keine Streuung mehr)
T = (2,728 +/- 0,004)KWMAP Daten Isotropie bis 510
628/04/2005 Linda Kern
APM-Survey: Galaxienverteilungin einem ca. 100 mal 50Grad großen Stück
experimenteller Test der Homogenität
prinzipiell nicht beobachtbar, da räumliche Inhomogenitäten nicht von zeitlicher Entwickung unterschieden werden können
Galaxienverteilung
Galaxienverteilung legt Homogenität zumindest nahe
größer 100 Mpc keine Anzeichen von Strukturen
„Trick“: mit Kopernikusprinzip Isotropie Homogenität
728/04/2005 Linda Kern
Robertson-Walker-Metrik
)sin1
( 222222
2
2
)(2
22 drdrkr
dr
c
Rdtds
t
verallgemeinerte Kugelkoordinaten
mitbewegte Koordinaten bleibt für z.B. eine Galaxie immer gleich, auch wenn sich das Universum ausdehnt
ist experimentell zu bestimmen
einzige zu bestimmende Variable durch Einsetzen der Metrik in Feldgleichungen
Friedmann-Gleichungen
Skalierungsfaktor gibt die Krümmung an
),,( r
)(tR
k
828/04/2005 Linda Kern
kosmologische Rotverschiebung z
Direkte Konsequenz aus der RW-Metrik
durch Ausdehnung des Raumes werden Wellen gestreckt
nicht Erklärung durch Dopplerverschiebung
DHcz 0)1( z
[4]
928/04/2005 Linda Kern
Bestimmung der Rotverschiebung: Spektren
Schwierig: Distanzbestimmung
Hubble-Gesetz experimentell
gefunden von Hubble 1929
Beziehung zwischen Fluchtgeschwindigkeit und Entfernung DHv 0
1028/04/2005 Linda Kern
Cosmological Distance Ladder
[1]
1128/04/2005 Linda Kern
Entfernungen werden in parsec (pc) angegeben
1 pc entspricht Entfernung, aus der der Durchmesser des Erdorbits unter einem Winkel von 1“ gesehen wird
Distanzbestimmung
Parallax angle (geometrische Methode)
[1]
lypc 3,31
1228/04/2005 Linda Kern
Distanzbestimmung
Cepheiden
Intensitätsschwankungen (Periode 1 -200 Tage)
Beziehung zwischen Periode und Intensität
gute Standardkerzen
1328/04/2005 Linda Kern
Distanzbestimmung
Trully-Fischer-Relation
Entfernung von Clustern lässt sich gut bestimmen
Beziehung zwischen Helligkeit von Spiralgalaxien und deren Rotationsgeschwindigkeit
je größer die Galaxie, desto schneller die Geschwindigkeit
Kenntnis über die absolute Helligkeit
1428/04/2005 Linda Kern
Distanzbestimmung
Supernovae Typ Ia
sehr hell (zehn Milliarden mal heller als Sonne)
weißer Zwerg akkretiert Masse aus Begleitstern, bei 1,44 Sonnenmassen wird er instabil
Problem: sensibel auf Elementhäufigkeiten fernere Supernovae selbe Intensität?
beschränken auf nahe SIa
dann sehr gute Standardkerze
1528/04/2005 Linda Kern
Helligkeit der Sterne wird in Magnituden angegeben und hängt wiefolgt mit dem Fluss zusammen:
je fünf Magnituden bedeuten einen Faktor 100 an Helligkeitje kleiner die Magnitude, desto heller der Stern
scheinbare :Magnitude
absolute Magnitude
Distanzmodul:
Magnitude und Distanzmodul
pc10log5 LdMm
.)(log5.2 constdfm L
24 Ld
lf
Leuchtkraftdistanz
.)pc10(log5.2 constfM
1628/04/2005 Linda Kern
Parameter des Standardmodells
Dichteparameter
Hubblekonstante (Hubbleparameter )
Friedmanngleichung
22
22
3
1)(
3
8
)()(
)(ct
G
tR
kc
tR
tRM
23
8
H
G MM
22HR
kk
23
8
H
G
1 kMges
c
)(
)()(
tR
tRtH
baryonische + dunkle Materie dunkle
Energie
aus Raumkrümmung
DGL für R(t) mit Parametern Raumkrümmung, Materiedichte, dunkle Energie,
Hubblekonstante
0H
1728/04/2005 Linda Kern
Heutiges Standardmodell
Satz von Parametern, der den besten Fit ergibt
Alter des beobachtbaren Universums
Jahre Milliarden6,120 t
00 ),()0( tHfzt M
0
73.0
27.0
k
M
sMpc
km700 H
),,()(
00
tHfR
tRM
1828/04/2005 Linda Kern
Zwischenresumee
1928/04/2005 Linda Kern
Standarddichtewerte
Ergebnisse Supernova–Projekt und Anisotropiemessung (Boomerang) [2]
2028/04/2005 Linda Kern
Standarddichtewerte
Supernova 1a
kennen absolute Leuchtkraft,
messen scheinbare Leuchtkraft
Leuchtkraftdistanz
messen Rotverschiebung
kennen
Vergleich Statistik für Parametersätze
),,,,( 0 kML Hzfd
pc10log5 LdMm
2128/04/2005 Linda Kern
Standarddichtewerte
Mikrowellenhintergrundstrahlung (CMB)
Anisotropiemessung
viele Effekte, wichtigster:
Strukturen des Universums bildeten sich aus Dichteschwankungen
CMB ist ein „Foto“ der Saatstrukturen
Anisotropien in CMB: 40‘ - 50‘
entspricht zur Zeit der Rekombination 150kpc
nach Ausdehnung heute 150 Mpc (Clusterabstand)
2228/04/2005 Linda Kern
Standarddichtewerte
Galaxienhaufen (cluster)
durch ROSAT (Röntgensatellit) vermessen
nicht gleichmäßig verteilt klumpen zu Superclustern Strukturbildung mit Modellrechnungen simulieren
zwischen 0.27 und 0.43M
2328/04/2005 Linda Kern
t
rct0
tE -
Horizont-Problem
mögliche Kommunikation: zwischen Bereichen, deren Teilchen-Horizont überlappte
keine Isotropie auf mittlerer Skala zu erwarten.
Probleme des Standardmodells
2428/04/2005 Linda Kern
Probleme des Standardmodells
Flachheit des Raumes (flatness problem)
typische Zeitskala im frühen Universum:
Ausdehnung ins Unendliche (k= -1) oder kollabieren (k=1).
außer im Fall k=0
Feineinstellung der Dichte muss dann bis auf genau um liegen.
instabile Lösung
5310
c
s10 36
2528/04/2005 Linda Kern
mögliche Lösung: Inflation
exponentielle Ausdehnung des Universums
um Faktor bis
bis nach dem Urknall
Universum hat sich so weit ausgedehnt, dass es so weit wir beobachten können, flach ist
Kommunikation vor der Inflation möglich
s10 36 s10 33
3010 5010
t
rct0
tE -
2628/04/2005 Linda Kern
Zusammenfassung
Raum wird beschrieben durch Robertson-Walker-Metrik
Friedmanngleichung
Standardmodell
Inflation
Isotropie, Homogenität des Universums plausibel
Hubble: kosmologische Rotverschiebung (direkte Konsequenz der Raumausdehnung)
Methoden zur Distanzbestimmung
Experimente zur Bestimmung der Dichteparameter
2728/04/2005 Linda Kern
Quellenangaben
Literatur Carroll, Ostlie „An introduction to modern Astrophysics“ Narlikar „Introduction to cosmology“ Skript zur Vorlesung [2]
Webseiten Astrophysiklexikon von Andreas Müller http://www.mpe.mpg.de/~amueller/lexdt.html http://www.astro.columbia.edu [1] NASA [3]Seminarvortrag von Andreas Kienzler [4] Vortrag von Michael Schmelling
28/04/2005 Linda Kern
28/04/2005 Linda Kern
Weltlinien und Weylsches Postulat
Objekte schneiden sich nicht
bewegen sich mit dem Substratum
Existenz der Gleichzeitigkeit
28/04/2005 Linda Kern
Skalierungsfaktor
28/04/2005 Linda Kern
k=1
k=-1
k=0
Raumkrümmung
[3]
28/04/2005 Linda Kern
Leuchtkraftdistanz
nicht die Eigendistanz
nicht die Koordinatendistanz
ist die gemessene Entfernung
Energie der Photonen wird um Faktor verringert
Intervall zwischen Emission der Photonen wird verlängert Faktor
Ld
zr
If
22 )1(4
)1( zrd L
)1( z
)1( z
28/04/2005 Linda Kern
Expansion des Universums
0
)(
R
tR
28/04/2005 Linda Kern
Alter des Universums
28/04/2005 Linda Kern
müllfolie
Galaxienhaufen (cluster)durch ROSAT (Röntgensatellit) vermessennicht gleichmäßig verteilt klumpen zu Superclustern Strukturbildung mit Modellrechnungen simulieren zwischen 0.27 und 0.43
3628/04/2005 Linda Kern
Inhalt
allgemeine Relativitätstheorie
Friedmann-Gleichungen
Urknall-Modell
(Quasi)-Steady-State-Modell
3728/04/2005 Linda Kern
Ansatz: allgemeine RelativitätstheorieIdee: Materie krümmt den Raum, in dem sie sich befindet
Raum schreibt Bewegung der Materie vor
Gravitation als intrinsische Eigenschaft einer nicht-Euklidischen Raum-Zeit-Geometrie
man kann Gravitation nicht global abschalten
Äquivalenzprinzip
Es lassen sich lokal Inertialsysteme finden, in denen Gravitation „wegtransformiert“ ist (freier Fall).
Ziel: Gleichung, die Geometrie mit Eigenschaften von Materie verknüpft
3828/04/2005 Linda Kern
Einstein-Gleichungen
ikik Tc
GgRgR
ikik 4
8)(
2
1
1) verwenden einer Riemannschen Geometrie (lokal Euklidisch)
Problem: es gibt mathematisch keine allgemeine Lösung für die Gleichungen
vereinfachende Annahmen
3
0,
2
ki
kiik dxdxgds 0; k
ikg
kovariante Ableitung
2) Beschreiben der Energieverteilung in Tensor
Feldgleichungen
3928/04/2005 Linda Kern
Wahl einer metrischen FormWeyls Prinzip
alle Weltlinien stehen zu jeder Epoche auf einer raumartigenHyperfläche t = const. senkrecht
kosmologisches Prinzip
bei (sehr) großem Maßstab ist das Universum (räumlich) homogen und isotrop
Robertson-Walker-Linienelement
)sin1
( 222222
2
2
)(2
22 drdrkr
dr
c
Sdtds
t
Skalierungsfaktor
gibt die Krümmung an
4028/04/2005 Linda Kern
4
40
03
30
02
22
3
8
S
Su
S
SG
S
kcS
Friedmanngleichung(en) und ihre Lösungen
aus den Einsteingleichungen folgen mit den benannten Vereinfachungen die Friedmanngleichungen:
sind nicht unabhängig
es folgen Lösungen für k=0, k=-1 und k=1
materiedominiertesUniversum
Fluid
4
40
02
22
3
82
S
Su
G
S
kcS
S
S
strahlungsdominiertes
Universumschwarzer Strahler
4128/04/2005 Linda Kern
cG
H
8
3 20
0
00 3
2
Ht Alter des Universums:
Euklidsche Metrik k=0
Einstein-de-Sitter-Modell
heutige Dichte:
kritische Dichte
4228/04/2005 Linda Kern
k = 1 positive Krümmung
geschlossene Lösung
vorausgesagte Dichte: 0
20
0 4
3q
G
H
k = -1 negative Krümmung
offene Lösung
erhalten dieselbe Dichteformel, aber
21
0 q
210 0 q
4328/04/2005 Linda Kern
Modelle für
Term enthält abstoßende Kraft
von Einstein für statisches Universum eingeführt
unabhängig von k:
für geschlossene Lösung
immer Expansion für
ermöglicht beschleunigt expandierendes Universum
„dunkle Energie“
0
c
c
c k=1
4428/04/2005 Linda Kern
Messen der Raumkrümmung
Galaxien zählen
- Anzahl der Galaxien (mit Fluss < ) bis zum Radius r hängt von k ab.
- durch Zählen lässt sich die richtige Formel finden
- Problem: unterscheiden von entfernten starken und nahen schwachen Quellen
-Annahme einer Intensitätsverteilung für Galaxien nötig
4528/04/2005 Linda Kern
Messen der Raumkrümmung
luminosity distance
- Intensität verteilt sich auf Kugeloberfläche mit Radius
- Linienelemente mit verschiedenen k verschiedene S
- wenn Intensität bekannt Raumkrümmung bestimmbar
)( 0trS
20
22 )1()(4 ztSr
I
)1)(( 0 ztrSD
D
4628/04/2005 Linda Kern
wenn man weit genug in der Zeit zurückgeht Singularität
Zeitpunkt, für den
Modelle machen keinerlei Aussagen für Umgebung dieses Zeitpunktes
am „Anfang“ steigt der Skalierungsfaktor sehr schnell an (große Aktivität)
„big bang“-Modelle
0S
Singularität bei t = 0
Standardmodellals Standardmodell bezeichnet man die Friedmannsche Lösung für k=0
4728/04/2005 Linda Kern
Das frühe Universum
s10 36
s10 33
s10 8
s10 4
s 1
s 10
K1027
K1025
K1013
K1012
K1010
K109
Quark-Ära
GUT-Ära ? ? ? ?
Hadronen- - Neutronen, ProtonenÄra - viele Neutrinos
Leptonen-Ära - Elektronen - Neutrinos entkoppeln
Elektronen-Positronen-Vernichtung abgeschlossen
Nukleosynthese -p/n = 6/1
Einstein-Gleichungen
4828/04/2005 Linda Kern
Die weitere Entwicklung des Universums
y 10*4 5
y 106
y 109
K 10*3 3
Universum soweit abgekühlt, dass sich Atome bilden
neutrale Atome wechselwirken weniger stark mit elektromagnetischer Strahlung
Universum wir „durchsichtig“
Strahlung und Materie entkoppeln
Großstrukturen entstehen
Galaxien entstehen
Mikrowellenhintergrund
4928/04/2005 Linda Kern
Simulation, wie Großskalastrukturen entstanden sind
kleine Inhomogenitäten
durch Selbstgravitation „klumpt“ Materie
dunkle Materie hat darauf wesentlichen Einfluss
5028/04/2005 Linda Kern
Probleme des Standardmodells
das Horizont-Problem
- mögliche Kommunikation: zwischen Bereichen, deren Teilchen-Horizont überlappte
- keine Homogenität auf großer Skala zu erwarten.
- Abschätzung ergeben Homogenität < 1 m
Flachheit des Raumes (flatness problem)
- typische Zeitskala im frühen Universum (GUT-Ära):
Ausdehnung ins Unendliche (k= -1) oder kollabieren (k=1).
- außer im Fall k=0 Feineinstellung der Dichte muss dann bis auf genau um liegen.
5310c
s 10 36
5128/04/2005 Linda Kern
das Entropie-Problem
- Entropie beträgt heute
- sehr große dimensionslose Größe
magnetische Monopole
- GUT: Erzeugung von Monopolen
heute sollte die Dichte der Monopole deren Messung ermöglichen
Probleme des Standardmodells
8610
5228/04/2005 Linda Kern
Lösung: inflationäres Universum
Horizont-Problem: vor Inflation Kommunikation möglich, aber Homogenität jetzt auf größerem Maßstab als wir beobachten können
Flachheit des Raumes: erscheint deshalb flach, weil wir nur einen ganz kleinen Ausschnitt beobachten
Monopole: Dichte hätte im Zuge der Inflation sehr abgenommen (nicht mehr zu messen)
Großskala-Struktur: durch Inflation vergrößerte Quantenfluktuationen
5328/04/2005 Linda Kern
Steady-State-Modell (klassisch)kein Anfang und Ende, keine Singularität
es gilt das perfekte kosmologische Prinzip (Homogenität in der Zeit)
Universum expandiert; es entsteht ständig neue Materie
)(tHH
5428/04/2005 Linda Kern
Quasi-Steady-State-Modell
Idee: Existenz positiver und negativer Energie, die sich kompensiert
Einführung eines C-Feldes (skalares negatives Energiefeld)
Schaffung von Materie im Universum ist die Energie erhalten
oszillierendes Modell Erzeugung findet in Phasen statt
Szenario, das asymptotisch dem Urknall gleicht
keine Singularität
5528/04/2005 Linda Kern
C-Feld erzeugt Materie negative Energie (negativer Druck)
Erzeugungsrate abhängig vom Gradienten des C-Feldes
höhere Rate in Umgebung von Galaxien
nach Expansion ist Raum flacher niedrigere Rate
Materie (Gravitation) überwiegt Universum kontrahiert
Periodische Entstehung von Materie
Minibang
Q
t2cos)(
FetS P
t
5628/04/2005 Linda Kern
Quasi-Steady-State-Modell im Test
Mikrowellenhintergrund
durch Thermalisierung des Sternenlichtes nahe der Minima (hohe Dichte) an Kohlenstoff-Fäden
Erklärung der Fluktuationen: - Streuung von vorhandener Mikrowellenstrahlung und neuem Sternenlicht (inhomogen verteilt)
Galaxien zählen
sehr gute Vorhersage der experimentellen Beobachtungen
5728/04/2005 Linda Kern
Literaturverzeichnis
J.V. Narlikar „Introducion to cosmology“
Fred Hoyle „Astronomy and Cosmology“
Hoyle, Burbidge Narlikar „A different approach to cosmology“
Rowan-Robinson „Cosmology“
H. Karttunen „Fundamental Astronomy“
Astrophysical Journal, 410:437-457, 1993 June 20
Homepage des „Max-Planck-Instituts für Astrophysik“
5828/04/2005 Linda Kern
„Zusammenfassung“
5928/04/2005 Linda Kern
Zusammenfassung
Grundlage für alle kosmologischen Modelle: allgemeine Relativitätstheorie
Standartmodell (big bang) sehr verbreitet
Quasi Steady State Modell gute (?!) Alternative
Struktur und Entwicklung des Universums
09/12/2004 Linda Kern
Weg des Lichts auf einer Geodese von nach
für Robertson-Walker-Metrik: Winkelabhängigkeiten ändern sich nicht
212 )1( kr
Sdrcdt
auf beiden Seiten taylern und integrieren
Näherungen für S(t) langsam veränderlich
und mit
cztS
tStSrD 1
0
.
0011 )
)(
)(()(
für kleine Rotverschiebungen
Abstand in R-W-Metrik
Skalierungsfaktor bei Empfangszeit
Intensitäts-Abstand
)(
)(
0
101 tS
ttcr
),0( 0t ),( 11 tr
Struktur und Entwicklung des Universums
09/12/2004 Linda Kern
Konstruktion der metrischen Form
224
23
22
21 Sxxxx
cos
sinsinx
cossinx
cos
4
3
2
1
Sx
Sr
Sr
Srx
)20(
)0(
)10(
)0( sin
r
r
)sin1
)(( 222222
222 drdr
kr
drtSd
Struktur und Entwicklung des Universums
09/12/2004 Linda Kern
Das frühe Universum
s10 36
s10 33
s10 8
s10 4
s 1
s 10
K1027
K1025
K1013
K1012
K1010
K109
Quark-Ära
GUT-Ära ? ? ? ?
Hadronen- - schwerere Hadronen zerfallen-Ära - Neutronen, Protonen
- viele Neutrinos
Leptonen-Ära - p/n = 6/1 - Neutrinos entkoppeln
Elektronen-Positronen-Vernichtung abgeschlossen
Nukleosynthese
Inflation um
Faktor5030 1010
Struktur und Entwicklung des Universums
09/12/2004 Linda Kern
Teichenhorizont
Struktur und Entwicklung des Universums
09/12/2004 Linda Kern
Struktur und Entwicklung des Universums
09/12/2004 Linda Kern
k=0
k<1
Struktur und Entwicklung des Universums
09/12/2004 Linda Kern
Welche experimentellen Beobachtungen helfen uns Modelle zu unterstützen oder zu widerlegen?Rotverschiebung
Hubble-Gesetz
Bestimmung der Hubble-Konstanten
Mikrowellen-Hintergrundstrahlung
Isotropie
Altersbestimmung
Häufigkeitsverteilung von Radionukliden
sterne?
Verhältnis von Helium zu Deuterium
DHcz 0
Struktur und Entwicklung des Universums
09/12/2004 Linda Kern
Groß-Skala-Struktur des Universums
-dunkle Materie
kann nur indirekt nachgewiesen werden
postuliert um Rotationskurven der Spiralgalaxien, cluster- und supercluster-Bildung zu erklären
wird in den Halos der Galaxien und in den Vernetzungen zwischen Galaxien zusammen mit intergalaktischem Staub vermutet
Struktur und Entwicklung des Universums
09/12/2004 Linda Kern
Groß-Skala-Struktur des Universums
Sterne, die Galaxien bilden
Galaxien vereinen sich zu Clustern
Cluster formieren sich zu Superclustern
-sichtbare Materie
Struktur und Entwicklung des Universums
09/12/2004 Linda Kern
Konstruktion der InflationVakuum als Grundzustand eines Skalarfeldes (nur von t abh.)Einführung eines Potenzials in dem das Skalarfeld später verschwindet(beide positiv)
nur k=0 möglich
Kritik
11*10^9 y Universum, 15*10^9 älteste Sterne
erklärt die Verhältnisse der Elemente nicht korrekt
anstatt von Standardtheorie abzuweichen, wird die Theorie um zu passen immer mehr verkompliziert
5030 1010 3
2
00)(
t
tStS
),( 0qtfS
)(
)()()(
2 tS
tStStq
)()()( tStStH
Struktur und Entwicklung des Universums
09/12/2004 Linda Kern
„Am Anfang war das Nichts -
und das ist dann explodiert.“
7128/04/2005 Linda Kern
Momentane Streitsituation in der Kosmologie
großes Feld von Vertretern der Urknall-
Theorien
nehmen Steady-State nicht mehr ernst
kleinere Gruppe von Zynikern, die sich gegen die
Mode weiter mit Steady-State-Theorien befassen
wollen besseres Modell als „Urknall“ entwickeln
Quasi-Steady-State
7228/04/2005 Linda Kern
Gleichungen für strahlungsdominiertes Universum
Näherung durch Schwarzkörperstrahler
4
400
2
22
3
8
S
SGu
S
kcS
4
400
2
22
3
82
S
SGu
S
kcS
S
S
7328/04/2005 Linda Kern
t
rct0
t0 -