Upload
kreszenz-gerber
View
107
Download
0
Embed Size (px)
Citation preview
2. November 2007 Kosmologie, WS 07/08, Prof. W. de Boer 1
Der Skalenfaktor des Universums
Roter Faden:
1.Hubblesches Gesetz: v = H d2.Wie mißt man Geschwindigkeiten?3.Wie mißt man Abstände?4.Wie alt ist das Universum?5.Wie groß ist das sichtbare Universum?
2. November 2007 Kosmologie, WS 07/08, Prof. W. de Boer 2
Bestimmung der Geschwindigkeiten
Relative Geschwindigkeit v der Galaxien aus Dopplerverschiebung.
Rotverschiebung
Blauverschiebung
Keine Verschiebung
Vrel
Absorptionslinien
2. November 2007 Kosmologie, WS 07/08, Prof. W. de Boer 3
Relativistische DopplerverschiebungRelative Geschwindigkeit v der Galaxien aus Dopplerverschiebung.(
Quelle bewegt sich, aber Frequenz konstant. In einer Periode t´=Tvergrößert sich Abstand von λrest = cT auf λobs = (c+v)T´.
Die relativistische Zeitdilatation ergibt: T´/ T = =
2. November 2007 Kosmologie, WS 07/08, Prof. W. de Boer 4
Relativistische Rotverschiebung
1
2. November 2007 Kosmologie, WS 07/08, Prof. W. de Boer 5
Abstandsmessungen
Und SNIa, das sind Supernovaedie aus Doppelsternen entstehen,sehr hell leuchten und immer praktisch gleiche Anfangshelligkeit haben. Perfekte Standardkerzen, sichtbar auf sehr große Entfernungen
2. November 2007 Kosmologie, WS 07/08, Prof. W. de Boer 6
rd/2
Bestimmung der Abstände zwischen Galaxien
Trigonometrie:r = Astronomische Einheit (AE) == 1.496 108 km = 1/(206265) pc.
2. November 2007 Kosmologie, WS 07/08, Prof. W. de Boer 7
Einheiten
Abstand zur Sonne: 8 Lichtminuten. Nächster Stern: 1,3 pc.Zentrum der Milchstraße: 8 kpc. Nächste Galaxy: 55 kpcAndromeda Nebel: 770 kpc.
Milchstraße Cluster (1 Mpc) Supercluster (100 Mpc) Universum (10000Mpc)
2. November 2007 Kosmologie, WS 07/08, Prof. W. de Boer 8
Leuchtkraft L = Oberflächenhelligkeit F x Fläche πR2
oder Energieströme messen: Scheinbare Helligkeit m = gemessene Strahlungsstrom,d.h. pro Zeiteinheit vom Empfänger registrierte Energie.Absolute Helligkeit M = scheinbare Helligkeit auf Abstandvon r0 = 10 pc und m 1/4R2.
L aus Temperatur (Farbe) m messbar mit Photoplatte, digitale Kamera …..
F oder M aus a) Spektrum plus Hertzsprung-Russel Diagramb) Cepheiden (absolute Leuchtkraft M aus Periode)c) Supernovae Ia ( M bekannt)d) Tully-Fisher Relation (Rotationsgeschwindigkeit M)e) hellsten Sterne einer Galaxie
Bestimmung der Abstände durch Spektroskopie
2. November 2007 Kosmologie, WS 07/08, Prof. W. de Boer 9
Leuchtkraft der Sterne
Antike: 6 Größenklassen derscheinbaren Helligkeiten m,angegeben mit 1m .. 6m.
Sterne sechster Größe kaummit Auge sichtbar. Sonne: 4,75m
Man sagt: Sonne hat Größe (oder magnitude) 4.75
Leuchtkraft der SonneLS = 3.9 1026 W = 4.75m
2. November 2007 Kosmologie, WS 07/08, Prof. W. de Boer 10
Leuchtkraft und EntfernungsmodulDie Leuchtkraft L (engl. luminosity) eines Sterns ist die abgestrahlte Energie integriert über alle Wellenlängen. Aus der Helligkeit in unterschiedlichenFrequenzbändern (U=UV, B=Blau, V=Visuell) kann man die Leuchtkraft(oder bolometrische Helligkeit) rekonstruieren.Die bolometrische Helligkeit der Sonne wird festgelegt auf M☼ = 4,75(stimmt ungefähr mit Skale 1-6 der Antiken).
Die Helligkeit (engl. magnitude) in einem bestimmten Spektralbereich hängt vom Abstand und Durchsichtigkeit des Universums für die Strahlung ab.Man definiert die absolute Helligkeit M als die Helligkeit auf einem Abstandvon 10 pc and die scheinbare Helligkeit m (= gemessener Strahlungsstrom S, d.h. pro Zeit und Flächeneinheit vom Empfänger registrierte Energie)für einem Abstand d als m = M + 5 log (d/10pc).Der logarithmische Term m-M nennt man Entfernungsmodul (distance modulus)und kann benutzt werden um Abstände zu bestimmen, wenn m und M bekannt sind Oder man kann die Helligkeiten von Sternen vergleichen bei gleichem Abstand: M1 - M2 = 2.5 log S1/S2 , wenn die Strahlungsströme S1 und S2 bekannt sind.Eine Supernova Ia hat M= -19.6, die Sonne 4.75, so die Helligkeiten unterscheidensich um einen Faktor 10 (4,75+19,6)/ 2.5 10 Größenordnungen.
2. November 2007 Kosmologie, WS 07/08, Prof. W. de Boer 11
Nicht-Linearität des Hubbleschen Gesetzes parametrisieren mit Bremsparameter q0
(Taylor-Entwicklung: S(t)=S(t0)-S `(t0)(t-t0)-½ S ``(t0)(t-t0)2)
Experimentell: q=-0.6±0.02: abstoßende Gravitationskraft
2. November 2007 Kosmologie, WS 07/08, Prof. W. de Boer 12
Hubble Diagramm aus SN Ia Daten
Abstand aus dem HubbleschenGesetz mit Bremsparameterq0=-0.6 und H=0.7 (100 km/s/Mpc)
z=1-> r=c/H(z+1/2(1-q0)z2)= 3.108/(0.7x105 )(1+0.8) Mpc = 7 Gpc
Abstand aus SN1a Helligkeit mmit absoluter Helligkeit M=-19.6:
m=24.65 und log d=(m-M+5)/5) ->Log d=(24.65+19.6+5)/5=9.85 d = 7.1 Gpc
2. November 2007 Kosmologie, WS 07/08, Prof. W. de Boer 13
Absolute Helligkeit M aus: a) Spektrum plus Hertzsprung-Russel Diagramb) Cepheiden (absolute Leuchtkraft M aus Periode)c) Supernovae Ia ( M bekannt)d) Tully-Fisher Relation (Rotationsgeschwindigkeit M)e) hellsten Sterne einer Galaxie
Bestimmung der Abstände durch Spektroskopie
2. November 2007 Kosmologie, WS 07/08, Prof. W. de Boer 14
Herzsprung-Russell Diagramm
Oh Be A Fine Girl Kiss Me Right Now
2. November 2007 Kosmologie, WS 07/08, Prof. W. de Boer 15
Herzsprung-Russel Diagramm
2. November 2007 Kosmologie, WS 07/08, Prof. W. de Boer 16
©J. Hörandel
Siehe Astroteilchenphysik I
2. November 2007 Kosmologie, WS 07/08, Prof. W. de Boer 17
©J. Hörandel
2. November 2007 Kosmologie, WS 07/08, Prof. W. de Boer 18
Entstehung Supernova IaA giant red star (right) blowing gas onto a white dwarf star caused an explosion so violent that it could be seen 8,000 trillion miles away on Earth without a telescope on Feb. 12, 2006. (David A.Hardy/www.astroart.org & PPARC)
2. November 2007 Kosmologie, WS 07/08, Prof. W. de Boer 19
2. November 2007 Kosmologie, WS 07/08, Prof. W. de Boer 20
Geschichte der SN1987a
2. November 2007 Kosmologie, WS 07/08, Prof. W. de Boer 21
2. November 2007 Kosmologie, WS 07/08, Prof. W. de Boer 22
Cepheiden (veränderliche Sterne)
2. November 2007 Kosmologie, WS 07/08, Prof. W. de Boer 23
Tully-Fisher : max. Rotationsgeschwindigkeitder Spiralgalaxien prop. Leuchtkraft
2. November 2007 Kosmologie, WS 07/08, Prof. W. de Boer 24
Hubblesches Gesetz in “comoving coordinates”
d
D
D = S(t) dS(t) = zeitabhängige Skalenfaktor, die die Expansion berücksichtigt.Durch am Ende alle Koordinaten mit Skalenfaktor zu multiplizieren, kann ich mit einem festen (comoving) Koordinatensystem rechnen.
Beispiel:D = S(t) d (1)Diff, nach ZeitD = S(t) d (2)oderD = v = S(t)/S(t) D Oder v = HDmit H = S(t)/S(t)
2. November 2007 Kosmologie, WS 07/08, Prof. W. de Boer 25
2. November 2007 Kosmologie, WS 07/08, Prof. W. de Boer 26
Einfluss des Dichteparameters auf die Expansion
Vergleich mit einer Rakete mit U<T, U=T und U>T
Radius des sichtbaren Universum S, d.h. S(t) bestimmtZukunft des Universums!
Offenes Univ.
Flaches Univ.
Geschlossenes Univ.
2. November 2007 Kosmologie, WS 07/08, Prof. W. de Boer 27
Zeitabhängigkeit der Skalenfaktor S(t) bei =1
r S(t) und 1/r3
2. November 2007 Kosmologie, WS 07/08, Prof. W. de Boer 28
Altersabschätzung des Universum für =1
Oder dS/dt = H S oder mit S = kt2/3 2/3 k t-1/3 = H kt2/3 oder t0 = 2/(3H0) 10 . 109 a
Richtige Antwort:t0 1/H0 14 . 109 a,da durch Vakuumenergienicht-lineare Termeim Hubbleschen Gesetzauftreten (entsprechendabstoßende Gravitation).
0=1/H0, da tan α = dS / dt = S0 / t0
uni = 2 / 3H0
2. November 2007 Kosmologie, WS 07/08, Prof. W. de Boer 29
Wie groß ist das sichtbare Universum für =1?
Naiv: R = ct0 ist Radius des Universums.Dies ist richtig für ein statisches Universum ohne Expansion.Mit Expansion: R = 3ct0.
Beweis (mit comoving coor.): Betrachte sphärische Koor. (R,θ,,t) und mitbewegendeKoor. (,θ,,) und Lichtstrahl in Ri. =θ=0.Dann gilt: R = c t und = c , weil c = unabh. vom Koor. SystemAus R = S(t) folgt dann: R = c S(t) = ct, d.h. Zeitskaliert auch mit S(t)! Daraus folgt: = d = dt / S(t) oder mit S(t) = kt2/3
= c d = c1/ kt2/3dt = (3c/k) t1/3
Oder R0= S(t) = 3 c t0 = 3 x 3.108 x 14.109 x 3.107 = 3.8x1026 m=
3.8x1026/3.1x1016=12 Gpc
2. November 2007 Kosmologie, WS 07/08, Prof. W. de Boer 30
Beobachtungen:Ω=1, jedochAlter >>2/3H0
Alte SN dunklerals erwartet
2. November 2007 Kosmologie, WS 07/08, Prof. W. de Boer 31
Vakuumenergie abstoßende Gravitation
Vakuumenergie and cosmological constant both produce repulsive gravity equivalent!
2. November 2007 Kosmologie, WS 07/08, Prof. W. de Boer 32
Ω= ρ/ρcrit 1.0±0.04
ΩM= ρM/ρcrit
ΩCDM= ρCDM/ρcrit
ΩΛ= ρΛ/ρcrit =73%
Λ
Energie-Inhalt des Universums (später mehr)
Nur 4-5% der Energieform ist bekannt, d.h. besteht aus bekanntenTeilchen, wie Atome, Neutrinos, usw. 95% VÖLLIG UNBEKANNT.
2. November 2007 Kosmologie, WS 07/08, Prof. W. de Boer 33
Zum Mitnehmen:1. Comoving coordinates erlauben Rechnungen
OHNE die Expansion zu berücksichtigen. Nachher werden alle Abstände und auch die Zeit mit dem Skalenfaktor S(t) multipliziert.2. Zeitabhängigkeit des Skalenfaktors: S = kt2/3
3. Alter des Universums für = 1 und ohne Vakuumenergie: t0 = 2/(3H0) 10 . 109 a
Dieser Wert ist zu niedrig, weil die beschleunigte Expansion durch die Vakuumenergie vernachlässigt wird.
4. Größe des sichtbaren Universums für = 1: 3ct0 (ohne Expansion: ct0)