Seminar: Astroteilchenphysik und Dunkle Materie Struktur und Entwicklung des Universums 09/12/2004 Linda Kern

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  • Seminar: Astroteilchenphysik und Dunkle Materie Struktur und Entwicklung des Universums 09/12/2004 Linda Kern
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  • Struktur und Entwicklung des Universums 09/12/2004Linda Kern 2 Inhalt allgemeine Relativittstheorie Friedmann-Gleichungen Urknall-Modell (Quasi)-Steady-State-Modell
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  • Struktur und Entwicklung des Universums 09/12/2004Linda Kern 3 Ansatz: allgemeine Relativittstheorie Idee: Materie krmmt 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 quivalenzprinzip Es lassen sich lokal Inertialsysteme finden, in denen Gravitation wegtransformiert ist (freier Fall). Ziel: Gleichung, die Geometrie mit Eigenschaften von Materie verknpft
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  • Struktur und Entwicklung des Universums 09/12/2004Linda Kern 4 Einstein-Gleichungen 1) verwenden einer Riemannschen Geometrie (lokal Euklidisch) Problem: es gibt mathematisch keine allgemeine Lsung fr die Gleichungen vereinfachende Annahmen kovariante Ableitung 2) Beschreiben der Energieverteilung in Tensor Feldgleichungen
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  • Struktur und Entwicklung des Universums 09/12/2004Linda Kern 5 Wahl einer metrischen Form Weyls Prinzip alle Weltlinien stehen zu jeder Epoche auf einer raumartigen Hyperflche t = const. senkrecht kosmologisches Prinzip bei (sehr) groem Mastab ist das Universum (rumlich) homogen und isotrop Robertson-Walker-Linienelement Skalierungsf aktor gibt die Krmmung an
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  • Struktur und Entwicklung des Universums 09/12/2004Linda Kern 6 Friedmanngleichung(en) und ihre Lsungen aus den Einsteingleichungen folgen mit den benannten Vereinfachungen die Friedmanngleichungen: sind nicht unabhngig es folgen Lsungen fr k=0, k=-1 und k=1 materiedominiertes Universum Fluid strahlungsdominiertes Universum schwarzer Strahler
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  • Struktur und Entwicklung des Universums 09/12/2004Linda Kern 7 Alter des Universums: Euklidsche Metrik k=0 Einstein-de-Sitter-Modell heutige Dichte: kritische Dichte
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  • Struktur und Entwicklung des Universums 09/12/2004Linda Kern 8 k = 1 positive Krmmung geschlossene Lsung vorausgesagte Dichte: k = -1 negative Krmmung offene Lsung erhalten dieselbe Dichteformel, aber
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  • Struktur und Entwicklung des Universums 09/12/2004Linda Kern 9 Modelle fr Term enthlt abstoende Kraft von Einstein fr statisches Universum eingefhrt unabhngig von k: fr geschlossene Lsung immer Expansion fr ermglicht beschleunigt expandierendes Universum dunkle Energie k=1
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  • Struktur und Entwicklung des Universums 09/12/2004Linda Kern 10 Messen der Raumkrmmung Galaxien zhlen - Anzahl der Galaxien (mit Fluss < ) bis zum Radius r hngt von k ab. - durch Zhlen lsst sich die richtige Formel finden - Problem: unterscheiden von entfernten starken und nahen schwachen Quellen -Annahme einer Intensittsverteilung fr Galaxien ntig
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  • Struktur und Entwicklung des Universums 09/12/2004Linda Kern 11 Messen der Raumkrmmung luminosity distance - Intensitt verteilt sich auf Kugeloberflche mit Radius - Linienelemente mit verschiedenen k verschiedene S - wenn Intensitt bekannt Raumkrmmung bestimmbar
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  • Struktur und Entwicklung des Universums 09/12/2004Linda Kern 12 wenn man weit genug in der Zeit zurckgeht Singularitt Zeitpunkt, fr den Modelle machen keinerlei Aussagen fr Umgebung dieses Zeitpunktes am Anfang steigt der Skalierungsfaktor sehr schnell an (groe Aktivitt) big bang-Modelle Singularitt bei t = 0 Standardmodell als Standardmodell bezeichnet man die Friedmannsche Lsung fr k=0
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  • Struktur und Entwicklung des Universums 09/12/2004Linda Kern 13 Das frhe Universum Quark-ra GUT-ra ? ? ? ? Hadronen- - Neutronen, Protonen ra - viele Neutrinos Leptonen-ra - Elektronen - Neutrinos entkoppeln Elektronen-Positronen-Vernichtung abgeschlossen Nukleosynthese -p/n = 6/1 Einstein- Gleichungen
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  • Struktur und Entwicklung des Universums 09/12/2004Linda Kern 14 Die weitere Entwicklung des Universums Universum soweit abgekhlt, dass sich Atome bilden neutrale Atome wechselwirken weniger stark mit elektromagnetischer Strahlung Universum wir durchsichtig Strahlung und Materie entkoppeln Grostrukturen entstehen Galaxien entstehen Mikrowellenhintergrund
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  • Struktur und Entwicklung des Universums 09/12/2004Linda Kern 15 Simulation, wie Groskalastrukturen entstanden sind kleine Inhomogenitten durch Selbstgravitation klumpt Materie dunkle Materie hat darauf wesentlichen Einfluss
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  • Struktur und Entwicklung des Universums 09/12/2004Linda Kern 16 Probleme des Standardmodells das Horizont-Problem - mgliche Kommunikation: zwischen Bereichen, deren Teilchen-Horizont berlappte - keine Homogenitt auf groer Skala zu erwarten. - Abschtzung ergeben Homogenitt < 1 m Flachheit des Raumes (flatness problem) - typische Zeitskala im frhen Universum (GUT-ra): Ausdehnung ins Unendliche (k= -1) oder kollabieren (k=1). - auer im Fall k=0 Feineinstellung der Dichte muss dann bis auf genau um liegen.
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  • Struktur und Entwicklung des Universums 09/12/2004Linda Kern 17 das Entropie-Problem - Entropie betrgt heute - sehr groe dimensionslose Gre magnetische Monopole - GUT: Erzeugung von Monopolen heute sollte die Dichte der Monopole deren Messung ermglichen Probleme des Standardmodells
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  • Struktur und Entwicklung des Universums 09/12/2004Linda Kern 18 Lsung: inflationres Universum Horizont-Problem: vor Inflation Kommunikation mglich, aber Homogenitt jetzt auf grerem Mastab als wir beobachten knnen Flachheit des Raumes: erscheint deshalb flach, weil wir nur einen ganz kleinen Ausschnitt beobachten Monopole: Dichte htte im Zuge der Inflation sehr abgenommen (nicht mehr zu messen) Groskala-Struktur: durch Inflation vergrerte Quantenfluktuationen
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  • Struktur und Entwicklung des Universums 09/12/2004Linda Kern 19 Steady-State-Modell (klassisch) kein Anfang und Ende, keine Singularitt es gilt das perfekte kosmologische Prinzip (Homogenitt in der Zeit) Universum expandiert; es entsteht stndig neue Materie
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  • Struktur und Entwicklung des Universums 09/12/2004Linda Kern 20 Quasi-Steady-State-Modell Idee: Existenz positiver und negativer Energie, die sich kompensiert Einfhrung 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 Singularitt
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  • Struktur und Entwicklung des Universums 09/12/2004Linda Kern 21 C-Feld erzeugt Materie negative Energie (negativer Druck) Erzeugungsrate abhngig vom Gradienten des C-Feldes hhere Rate in Umgebung von Galaxien nach Expansion ist Raum flacher niedrigere Rate Materie (Gravitation) berwiegt Universum kontrahiert Periodische Entstehung von Materie Minibang
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  • Struktur und Entwicklung des Universums 09/12/2004Linda Kern 22 Quasi-Steady-State-Modell im Test Mikrowellenhintergrund durch Thermalisierung des Sternenlichtes nahe der Minima (hohe Dichte) an Kohlenstoff-Fden Erklrung der Fluktuationen: - Streuung von vorhandener Mikrowellenstrahlung und neuem Sternenlicht (inhomogen verteilt) Galaxien zhlen sehr gute Vorhersage der experimentellen Beobachtungen
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  • Struktur und Entwicklung des Universums 09/12/2004Linda Kern 23 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 fr Astrophysik
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  • Struktur und Entwicklung des Universums 09/12/2004Linda Kern 24 Zusammenfassung
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  • Struktur und Entwicklung des Universums 09/12/2004Linda Kern 25 Zusammenfassung Grundlage fr alle kosmologischen Modelle: allgemeine Relativittstheorie Standartmodell (big bang) sehr verbreitet Quasi Steady State Modell gute (?!) Alternative
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  • Struktur und Entwicklung des Universums 09/12/2004Linda Kern k=1 k=-1 k=0
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  • Struktur und Entwicklung des Universums 09/12/2004Linda Kern Skalierungsfaktor
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  • Struktur und Entwicklung des Universums 09/12/2004Linda Kern Weg des Lichts auf einer Geodese von nach fr Robertson-Walker-Metrik: Winkelabhngigkeiten ndern sich nicht auf beiden Seiten taylern und integrieren Nherungen fr S(t) langsam vernderlich und mit fr kleine Rotverschiebungen Abstand in R-W-Metrik Skalierungsfaktor bei Empfangszeit Intensitts- Abstand
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  • Struktur und Entwicklung des Universums 09/12/2004Linda Kern Konstruktion der metrischen Form
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  • Struktur und Entwicklung des Universums 09/12/2004Linda Kern Weltlinien und Weyls Prinzip
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  • Struktur und Entwicklung des Universums 09/12/2004Linda Kern Das frhe Universum Quark-ra GUT-ra ? ? ? ? Hadronen- - schwerere Hadronen zerfallen -ra - Neutronen, Protonen - viele Neutrinos Leptonen-ra - p/n = 6/1 - Neutrinos entk