Ursprung und Entwicklung des Universums

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

2. 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

3. Unser Sonnensystem in der Milchstraße

4. Andromeda-Nebel M31 mit M32 und M110

5. HST Deep Field

6. Objekt(e) Echte Größenordnung Maßstab 1 : 3.09×10251 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 Größenordnungen im heutigen Universum 1 Mpc = 1 Megaparsec = 3.26 Millionen Lichtjahre

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

8. 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.

9. 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.

10. HST – Einstein-Ring

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

12. Die kosmische Hintergrundstrahlung

13. Die Häufigkeit derleichten Elemente • Voraussage und • Beobachtung: • Nukleosynthese im • frühen Universum

14. Das kosmologische Standardmodell • Grundideen des Standardmodells • Strahlung und Materie • Thermische Geschichte des Universumsnach dem Standardmodell

15. 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

16. 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 strahlungsdominiertDruck = (1/3) Dichte • T < 3000 K (t > 380 000 Jahre) materiedominiertDruck = 0 „Entkopplung“ Skip

17. Strahlung und Materie

18. 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

19. Strahlung und Materie

20. Thermische Geschichte des Universums... • ...nach dem Standardmodell

21. Geometrie des Universums • Luftballon und Backofen • Was ist Krümmung? Die Wanze auf derheißen 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?

22. Luftballon und Backofen Skip (Krümmung)

23. Was ist Krümmung? • Die Wanze auf der heißen Ofenplatte

24. Was ist Krümmung? • Eine „Gerade“

25. Was ist Krümmung? • Krümmung = Verletzung der Gesetze • der euklidischen Geometrie

26. Kosmologischer Horizont

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

28. Wo fand der Urknall statt? Wo?

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

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

31. Wie alt ist das Universum? Aktueller Wert: t = 13.7 0.2 Milliarden Jahre 0

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

33. Horizontenproblem Wie ist die Isotropie der kosmischen Hintergrundstrahlung möglich?

34. Horizontenproblem

35. 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

36. Flachheitsproblem • „fine tuning“ • 3 Modelle: Dichten 1 Nanosekunde nach dem Urknall Skip 

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

38. Dunkle Materie und dunkle Energie Energieinhalt des Universums - vorläufiges Bild:

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

40. Kosmologische Konstante?

41. Kosmologische Konstante?

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

43. Lösung des Flachheitsproblems Dichte  kritische Dichte Skip 

44. Lösung des Horizontenproblems

45. Thermische Geschichte des Universums... • ...nach der Theorie des inflationären Universums Skip 

46. Vereinheitlichung der Wechselwirkungen

47. Quantentheorie und Quantengravitation • Wie kamen Strukturen zustande, wenn derUrknall isotrop war? Quantenfluktuationen • Anisotropie der Hintergrundstrahlung • Galaxienverteilung • Quantengravitation: Entstehung des Universumaus dem Nichts?

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

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

50. Galaxienverteilung