Ursprung und Entwicklung des Universums Franz Embacher Institut

Ursprung und Entwicklung des Universums Franz Embacher Institut für Theoretische Physik Universität Wien Vortrag im Rahmen von University Meets Public Volkshochschule Meidling, Wien, 16. 1. und 8. 5. 2006 Volkshochschule Brigittenau, Wien, 6. 11. 2006

Inhalt • • Zur „Geographie“ des Universums Wieso Urknall? Das kosmologische Standardmodell Geometrie des Universums Probleme des Standardmodells Das inflationäre Universum Quantentheorie und Quantengravitation Das anthropische Prinzip

Unser Sonnensystem in der Milchstraße

Andromeda-Nebel M 31 mit M 32 und M 110

HST Deep Field

Größenordnungen im heutigen Universum 1 Mpc = 1 Megaparsec = 3. 26 Millionen Lichtjahre � Objekt(e) Echte Größenordnung Maßstab 1 : 3. 09× 1025 1 Mpc º 1 mm Radius der Milchstraße 0. 03 Mpc 0. 03 mm Dicke der Milchstraße 0. 005 Mpc 0. 005 mm Radius der Milchstraße inklusive Halo 0. 1 Mpc 0. 1 mm Radius der meisten Galaxien 0. 1 - 1 Mpc 0. 1 - 1 mm typischer Abstand zweier Galaxien 1 Mpc 1 mm Radius eines Galaxienhaufens (Cluster, ca 1000 Galaxien) 5 Mpc 5 mm typischer Abstand zweier Galaxienhaufen 50 Mpc 5 cm Radius eines Superhaufens 100 Mpc 10 cm Radius eines Leerraums (Void, größte beobachtete Strukturen) 200 Mpc 20 cm Radius des sichtbaren Universums 3000 Mpc 3 m

Wieso Urknall? • Das Olberssche Paradoxon • Allgemeine Relativitätstheorie und die Rolle der Gravitation • Der Hubble-Fluss („Galaxienflucht“) • Die kosmische Hintergrundstrahlung • Die Häufigkeit der leichten Elemente

Das Olberssche Paradoxon Wieso ist der Nachthimmel nicht so hell wie die Sonne (6000 K)? Das Paradoxon kann vermieden werden, wenn das Universum einen Anfang hat.

Allgemeine Relativitätstheorie • „Materie krümmt den Raum“ Materiedichte und Druck krümmen die Raumzeit („Friedmann-Gleichung“) • Die Rolle des Drucks (und der „Zustandsgleichung“) der Materie ist wichtig für die Kosmologie. • Die ART sagt für gewöhnliche Materie eine Expansion des Universums voraus.

HST – Einstein-Ring

Der Hubble-Fluss „Galaxienflucht“. . . Geschwindigkeit = H 0 Hubble-Konstante: H 0 Entfernung 65 km/sec/Mpc . . . wurde entdeckt durch die Rotverschiebung von Emissionslinien: Rotverschiebung z = Für nahe Galaxien (z wahre Frequenz - scheinbare Frequenz << 1): c z = H 0 Entfernung

Die kosmische Hintergrundstrahlung

Die Häufigkeit der leichten Elemente Voraussage und Beobachtung: Nukleosynthese im frühen Universum

Das kosmologische Standardmodell • Grundideen des Standardmodells • Strahlung und Materie • Thermische Geschichte des Universums nach dem Standardmodell

Grundideen des Standardmodells • „Kosmologisches Prinzip“: Das Universum ist im Großen homogen und isotrop. • „Zustandsgleichung“: Es war zunächst strahlungsdominiert und ist heute materiedominiert. • Es wird beschrieben durch die allgemeine Relativitätstheorie

Strahlung und Materie Verhalten der Teilchen und Felder („Zustandsgleichung“) bei verschiedenen Temperaturen verursacht zwei Phasen in der Geschichte des Universums: • T > 50 000 K (t < 2 000) Jahre strahlungsdominiert Druck = (1/3) Dichte „Entkopplung“ • T < 3000 K (t > 380 000 Jahre) materiedominiert Druck = 0 Skip

Strahlung und Materie

Strahlung und Materie Als des Universum kalt genug für die Bildung von Atomen war, wurde es durchsichtig („Rekombination“): • T < 3000 K (t > 380 000 Jahre) Bildung von Atomen danach: Bildung größerer Strukturen

Strahlung und Materie

Thermische Geschichte des Universums. . . nach dem Standardmodell

Geometrie des Universums • Luftballon und Backofen • Was ist Krümmung? Die Wanze auf der heißen Ofenplatte • Kosmologischer Horizont • Der Urknall als Singularität • Wo fand der Urknall statt? • Ist das Universum offen oder geschlossen? Zusammenhang zwischen Geometrie und Dichte • Wie alt ist das Universum?

Luftballon und Backofen Skip (Krümmung)

Was ist Krümmung? Die Wanze auf der heißen Ofenplatte

Was ist Krümmung? Eine „Gerade“

Was ist Krümmung? Krümmung = Verletzung der Gesetze der euklidischen Geometrie

Kosmologischer Horizont

Der Urknall als Singularität • Ende (Anfang) von Raum und Zeit „Vor“ dem Urknall „gab“ es weder Raum noch Zeit • Dichte und Druck unendlich

Wo fand der Urknall statt? Wo?

? Offen oder geschlossen? Zusammenhang zwischen Geometrie und Dichte: H 0 Dichte < kritische Dichte offen („negativ gekrümmt“) Dichte = kritische Dichte (kritischer Grenzfall) offen („flach“) Dichte > kritische Dichte geschlossen („positiv gekrümmt“)

Offen oder geschlossen? Für ein materiedominiertes Universum: Zusammenhang mit der Zeitentwicklung: expandiert ewig (kritischer Grenzfall) rekollabiert („Big Crunch“)

Wie alt ist das Universum? Aktueller Wert: t 0 = 13. 7 0. 2 Milliarden Jahre

Probleme des Standardmodells • • Horizontenproblem Flachheitsproblem Dunkle Materie und dunkle Energie Kosmologische Konstante? Skip

Horizontenproblem Wie ist die Isotropie der kosmischen Hintergrundstrahlung möglich?

Horizontenproblem

Flachheitsproblem Wieso ist die heutige Dichte so nahe an der kritischen Dichte? Beobachtungen und Theorie: Dichte = zwischen 0. 1 und 1 mal der kritischen Dichte Zusammenhang zwischen Dichte und Geometrie das Universum ist nahe an der „kritischen Grenze“ zwischen offen und geschlossen. Vermutung: Dichte = kritische Dichte

Flachheitsproblem „fine tuning“ 3 Modelle: Dichten 1 Nanosekunde nach dem Urknall Skip

Dunkle Materie und dunkle Energie • Galaxienrotation • Nukleosynthese Wir sehen nur einige Prozent der (baryonischen und nicht-baryonischen) Materie, die es geben muss. Baryonische Materie trägt nur zu etwa 2 % zum Energieinhalts des Universums bei.

Dunkle Materie und dunkle Energieinhalt des Universums - vorläufiges Bild:

Kosmologische Konstante? • Einsteins „größte Eselei“ • Vakuumenergie, negativer Druck • Entfernung-Rotverschiebungs-Messungen an Typ Ia Supernovae Abweichung vom Hubble-Gesetz, beschleunigte Expansion? • Kosmologische Konstante, dunkle Energie? Ist das Universum heute materiedominiert oder dominiert von dunkler Energie? Skip

Kosmologische Konstante?

Kosmologische Konstante?

Das inflationäre Universum • Exponentielle Expansion („inflationäre Phase“) im sehr frühen Universum • Lösung des Flachheitsproblems • Lösung des Horizontenproblems • Thermische Geschichte des Universums nach der Theorie des inflationären Universums • Vereinheitlichung der Wechselwirkungen

Lösung des Flachheitsproblems Dichte kritische Dichte Skip

Lösung des Horizontenproblems

Thermische Geschichte des Universums. . . nach der Theorie des inflationären Universums Skip

Vereinheitlichung der Wechselwirkungen

Quantentheorie und Quantengravitation • Wie kamen Strukturen zustande, wenn der Urknall isotrop war? Quantenfluktuationen • Anisotropie der Hintergrundstrahlung • Galaxienverteilung • Quantengravitation: Entstehung des Universum aus dem Nichts?

Anisotropie der Hintergrundstrahlung COBE, 1992 DT = 6 T 10 -6

Anisotropie der Hintergrundstrahlung WMAP, 2003 DT = 6 T 10 -6

Galaxienverteilung

Galaxienverteilung Skip

Quantengravitation: Entstehung des Universums. . . aus dem Nichts? Tunneleffekt: Entstehung des Universums:

Das anthropische Prinzip • Sind die Naturkonstanten konstant? • Symmetriebrechung • Verschiedenartige Bereiche eines sehr großen Universums? Anthropisches Prinzip: Der von uns bewohnte Bereich des Universum ist bewohnbar, da wir ihn ansonsten nicht beobachten könnten. Erklärung für die Werte der Naturkonstanten? • „Test“: An den Naturkonstanten „schrauben“

Danke. . . für Ihre Aufmerksamkeit! Diese Präsentation finden Sie im Web unter http: //homepage. univie. ac. at/franz. embacher/Rel/UMP 2006/