Astrophysik Astroteilchenphysik Kosmologie - Physikzentrum der ...
Astrophysik Astroteilchenphysik Kosmologie - Physikzentrum der ...
Astrophysik Astroteilchenphysik Kosmologie - Physikzentrum der ...
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<strong>Astrophysik</strong><br />
T.Hebbeker<br />
<strong>Astroteilchenphysik</strong><br />
<strong>Kosmologie</strong><br />
Thomas Hebbeker<br />
RWTH Aachen<br />
Seminar SS 2003<br />
2003-05-05<br />
1.0
Erforschung des Universums<br />
T.Hebbeker<br />
1) Beobachtung <strong>der</strong><br />
Teilchen/Strahlung<br />
Universum Erde<br />
2) Experimente<br />
im Labor<br />
<strong>Kosmologie</strong><br />
3) Modellbildung
Teilchen/Strahlung aus dem Universum<br />
??? unbekannte Teilchen ???<br />
T.Hebbeker<br />
Photon<br />
Z-Boson<br />
W-Boson<br />
γ<br />
Z<br />
W + W -<br />
masselos<br />
91 GeV<br />
80 GeV<br />
+ Antiteilchen !<br />
Gluon<br />
g<br />
masselos<br />
Graviton<br />
G<br />
masselos
Teilchen/Strahlung aus dem Universum<br />
T.Hebbeker<br />
o<strong>der</strong> über Teilchen !<br />
Lerne über Universum und/<br />
Kerne<br />
Photon γ<br />
masselos<br />
Z-Boson Z<br />
91 GeV<br />
W-Boson W + W - 80 GeV<br />
Gluon g<br />
masselos<br />
Graviton G<br />
masselos<br />
??? unbekannte Teilchen ???<br />
For<strong>der</strong>ung:<br />
stabil,<br />
beobachtbar!
Teilchen/Strahlung aus dem Universum<br />
T.Hebbeker<br />
Kerne<br />
??? unbekannte Teilchen ???<br />
<strong>Astroteilchenphysik</strong><br />
Photon<br />
Photon<br />
γ<br />
γ<br />
E > 1 GeV<br />
E < 1 GeV<br />
<strong>Astrophysik</strong>/<br />
Astronomie<br />
Graviton<br />
G<br />
masselos<br />
Gravitationsphysik
Rate / Energiefluss (primäre Teilchen)<br />
T.Hebbeker<br />
Photonen<br />
~ eV<br />
solar<br />
Rate<br />
2<br />
/ m / s<br />
21<br />
5⋅10<br />
solar<br />
E<br />
2<br />
J / m /<br />
3<br />
1⋅10<br />
s<br />
extrasolar<br />
Rate<br />
2<br />
/ m /<br />
14<br />
10<br />
s<br />
Atmosphäre<br />
Elektronneutrinos<br />
~ MeV<br />
an<strong>der</strong>e<br />
Neutrinos<br />
~ MeV<br />
14<br />
6 ⋅10<br />
?<br />
1<br />
2⋅10<br />
?<br />
7<br />
10<br />
7<br />
10<br />
zeitlich gemittelt<br />
van-Allan-Gürtel<br />
Kerne (p)<br />
~ keV / GeV<br />
12<br />
2 ⋅10<br />
3⋅10<br />
−4<br />
4<br />
10<br />
Elektronen<br />
~ keV / GeV<br />
12<br />
2 ⋅10<br />
3⋅10<br />
−4<br />
2<br />
10<br />
nur wenige geladene ANTIteilchen !
Rate / Energiefluss (primäre Teilchen)<br />
T.Hebbeker<br />
Sternoberfläche<br />
Atmosphäre<br />
van-Allan-Gürtel<br />
Kernfusion im<br />
Sternzentrum<br />
Photonen<br />
~ eV<br />
Elektronneutrinos<br />
~ MeV<br />
an<strong>der</strong>e<br />
Neutrinos<br />
~ MeV<br />
Kerne (p)<br />
~ keV / GeV<br />
Elektronen<br />
~ keV / GeV<br />
Sonnenwind<br />
solar<br />
Rate<br />
?<br />
2<br />
/ m / s<br />
21<br />
5⋅10<br />
14<br />
6 ⋅10<br />
12<br />
2 ⋅10<br />
12<br />
2 ⋅10<br />
solar<br />
E<br />
2<br />
J / m / s<br />
3<br />
1⋅10<br />
1<br />
2⋅10<br />
?<br />
3⋅10<br />
3⋅10<br />
−4<br />
−4<br />
extrasolar<br />
Rate<br />
2<br />
/ m / s<br />
14<br />
10<br />
7<br />
10<br />
7<br />
10<br />
4<br />
10<br />
2<br />
10<br />
Supernovae<br />
zeitlich gemittelt
Inhalt<br />
T.Hebbeker<br />
• Einleitung<br />
• Beobachtungen<br />
1) Astronomie/<strong>Astrophysik</strong><br />
2) <strong>Astroteilchenphysik</strong><br />
3) Gravitationsphysik<br />
•<strong>Kosmologie</strong><br />
1) Evolution des Kosmos<br />
2) Prozesse im frühen Universum
1) Astronomie/<strong>Astrophysik</strong><br />
T.Hebbeker<br />
• Technische Fortschritte <strong>der</strong> klassischen Astronomie<br />
• Interessante Objekte<br />
• Supernovae<br />
• Gamma Ray Burster<br />
• Quasare, Galaxien mit Jets, ...<br />
•Kosmische Hintergrundstrahlung<br />
•Chemie des Universums<br />
• Rotverschiebung <strong>der</strong> Galaxien<br />
• Heutiges Bild des Universums
„klassische Astronomie“<br />
T.Hebbeker<br />
rasante Fortschritte:<br />
• Satelliten (HST)<br />
• adaptive/aktive Optik<br />
•Interferometrie<br />
Nachbargalaxie<br />
„Andromeda“<br />
2 „Whirlpool“ Millionen Lichtjahre (HST) 37 Millionen Lj<br />
Hubble<br />
Space<br />
Telescope<br />
HST „deep field“<br />
bis zu 10 Milliarden Lichtjahre<br />
Blick in die Vergangenheit!<br />
„Whirlpool“ (HST)<br />
37 Millionen Lj
Supernovae Ia<br />
Explosion wenn<br />
Masse kritischen<br />
Wert ≅ 1. 4⋅ m<br />
erreicht!<br />
T.Hebbeker<br />
Sonne<br />
„Standardkerzen“<br />
Helligkeit:<br />
gleich<br />
groß<br />
Entfernungsbestimmung<br />
Zeitskala: einige Wochen
Gamma Ray Burster<br />
T.Hebbeker<br />
mysteriöse kurze<br />
(Sekunden - Tage)<br />
hochenergetische<br />
Ausbrüche<br />
10 keV – 100 MeV<br />
„Nachglühen“<br />
(sichtbares Licht)<br />
extragalaktisch ?<br />
Quellen ?<br />
Energie ?<br />
M i l c h s t r a s s e
Quasare - Jets -AGNs...<br />
Astro-Monster-Katalog:<br />
T.Hebbeker<br />
•Quasare = Quasi Stellar Radio Source<br />
•Jets (aus Galaxien)<br />
• AGN = Active Galactic Nuclei<br />
• Seyfert-Galaxien<br />
•Blazars<br />
HST: M87 in Virgo<br />
Vermutung:<br />
im Prinzip alle gleich!<br />
Zentrum: schwarzes Loch
Penzias,<br />
Wilson<br />
Die kosmische Hintergrundstrahlung<br />
T.Hebbeker<br />
1965<br />
Mikrowellenstrahlung<br />
aus allen Richtungen<br />
±100µ K<br />
COBE<br />
= „schwarzer Körper“<br />
mit T = 2.7K<br />
Kleine Temperaturunterschiede<br />
1995
Die Chemie des Universums<br />
T.Hebbeker<br />
Vor <strong>der</strong> Sternbildung:<br />
Am Ende des Sternenlebens:<br />
75 % 25 % (Masse)<br />
Wasserstoff Helium<br />
Wir bestehen aus<br />
Sternenasche !
Rotverschiebung <strong>der</strong> Galaxien<br />
Doppler-Effekt:<br />
T.Hebbeker<br />
Hubble 1929: Universum expandiert<br />
v<br />
nm<br />
H<br />
=<br />
65km<br />
/<br />
s<br />
/<br />
Mpc<br />
d<br />
=<br />
2cm<br />
/<br />
s<br />
/<br />
Lj<br />
v<br />
=<br />
H<br />
⋅<br />
d<br />
= 1<br />
/<br />
(15⋅10<br />
9 a<br />
)
Das heutige<br />
Universum<br />
T.Hebbeker<br />
T = 2.7 K<br />
Materie:<br />
11<br />
• 10 Galaxien<br />
10<br />
mit je 11<br />
Sternen<br />
• dunkle Materie<br />
H,He<br />
Strahlung:<br />
•Sternenlicht<br />
• Hintergrundstrahlung
Inhalt<br />
T.Hebbeker<br />
• Einleitung<br />
• Beobachtungen<br />
1) Astronomie/<strong>Astrophysik</strong><br />
2) <strong>Astroteilchenphysik</strong><br />
3) Gravitationsphysik<br />
•<strong>Kosmologie</strong><br />
1) Evolution des Kosmos<br />
2) Prozesse im frühen Universum
2) <strong>Astroteilchenphysik</strong><br />
T.Hebbeker<br />
• Geladene Strahlung<br />
Eigenschaften<br />
Nachweis<br />
Höchste Energien<br />
•Neutrinos<br />
aus Supernovae<br />
solare<br />
an<strong>der</strong>e<br />
•hochenergetische Photonen<br />
Eigenschaften<br />
Nachweis
Geladene Strahlung<br />
T.Hebbeker<br />
primär (p, Kerne)<br />
sekundär<br />
Entdeckung: V. Hess 1912
Eigenschaften geladener Strahlung<br />
T.Hebbeker<br />
Chemie (bei kleinen Energien): 87% p, 12% He, 1% Rest<br />
Energie-<br />
Spektrum:<br />
Supernovae<br />
E/eV<br />
?<br />
!
Nachweis primärer geladener Strahlung I<br />
T.Hebbeker<br />
I) direkt: Detektoren an Ballon<br />
bis max. 100 TeV (Rate!)<br />
o<strong>der</strong> in Satelliten<br />
JACEE<br />
= Japanese-American<br />
Collaborative Emulsion Exoeriment
Nachweis primärer geladener Strahlung II<br />
II) indirekt (Luftschauer):<br />
T.Hebbeker<br />
• Detektor-Arrays (Szintillatoren) (ab 50 TeV): geladene Teilchen<br />
• Cerenkov-Strahlung<br />
• Fluoreszenzstrahlung<br />
(ab 10 TeV)<br />
Fly‘s Eye
Kosmische Teilchen bei höchsten Energien<br />
T.Hebbeker<br />
Agasa Array (Japan):<br />
primäre kosmische<br />
Teilchen mit (kin.) Energie<br />
11<br />
10<br />
> GeV<br />
= Tennisball !<br />
wurden nachgewiesen !<br />
Erzeugung im Weltall:<br />
unverstanden!<br />
ungehin<strong>der</strong>ter „Transport“:<br />
20<br />
2⋅10<br />
eV<br />
1993<br />
„unmöglich“<br />
wegen Wechselwirkung mit<br />
Hintergrundstrahlung:<br />
→ ∆ p +γ
Antimaterie im Universum ?<br />
gefunden<br />
T.Hebbeker<br />
Ja ! Positronen, Antiprotonen... = Sekundärprodukte von Teilchenkollisionen<br />
Gibt es schwere Anti-Kerne im Universum (aus dem Urknall) ?<br />
Bisher<br />
kein<br />
Antihelium ...
Neutrinos aus dem Universum<br />
T.Hebbeker<br />
aus Supernovae: SN 1987A (Magellansche Wolke)<br />
HST 1996<br />
aus <strong>der</strong> Sonne<br />
(s.u.)<br />
aus an<strong>der</strong>en kosmischen Quellen (s.u.)
Solare Neutrinos (~ MeV)<br />
Nur ~ 50% werden auf Erde nachgewiesen! ?<br />
T.Hebbeker<br />
Chemie:<br />
Cl +ν → Ar +<br />
e<br />
Licht:<br />
e + ν → e + ν + γ<br />
~ 1 / Tag !<br />
Homestake-Mine<br />
Superkamiokande
Extrasolare hochenergetische Neutrinos<br />
Methode:<br />
ν + Kern → µ + X +<br />
γ<br />
(Cerenkov)<br />
T.Hebbeker<br />
Amanda: Photomultiplier<br />
Amanda, Südpol, Eis<br />
500 m<br />
noch keine Neutrino-Quellen gefunden...
Hochenergetische Gamma-Strahlung<br />
T.Hebbeker<br />
nur wenige Quellen identifiziert<br />
crab<br />
nebula<br />
(= SNR 1054)<br />
synchrotron<br />
compton
Nachweis von Gamma-Strahlung<br />
T.Hebbeker<br />
Luftschauer, Cerenkov-Strahlung): (ab 50 GeV)<br />
HESS<br />
Namibia
Inhalt<br />
T.Hebbeker<br />
• Einleitung<br />
• Beobachtungen<br />
1) Astronomie/<strong>Astrophysik</strong><br />
2) <strong>Astroteilchenphysik</strong><br />
3) Gravitationsphysik<br />
•<strong>Kosmologie</strong><br />
1) Evolution des Kosmos<br />
2) Prozesse im frühen Universum
T.Hebbeker<br />
3) Gravitationsphysik<br />
• Dunkle Materie<br />
Bisher nur Licht/Radiomessungen, kein direkter<br />
• Gravitationslinsen<br />
Nachweis <strong>der</strong> Gravitationseffekte!<br />
•Gravitationswellen<br />
• indirekter Nachweis<br />
•direkte Suche
Rotationsgeschwindigkeit v(r)<br />
Dunkle Materie<br />
T.Hebbeker<br />
via Doppler-Effekt:<br />
Spiralgalaxie<br />
= dunkle Materie<br />
v(r) ist Maß für<br />
eingeschlossene Masse !<br />
etwa 10 mal mehr dunkle als<br />
leuchtende Materie !
Gravitationslinsen<br />
HST<br />
T.Hebbeker<br />
Einstein-Ringe<br />
VLA
Gravitationswellen<br />
T.Hebbeker<br />
Vorhersage:<br />
Einstein 1918<br />
Enstehung im Universum :<br />
Urknall<br />
Supernovae<br />
zwei verschmelzende Neutronensterne<br />
Nachweis:<br />
schwierig wegen kleiner Leistung/Amplitude:<br />
Erde um Sonne: P = 200 W<br />
Supernova in Milchstrasse: auf Erde<br />
∆l<br />
/<br />
l<br />
~10<br />
−18
Gravitationswellen: indirekter Nachweis<br />
Doppelpulsar PSR1913+16:<br />
T.Hebbeker<br />
/s<br />
Erde<br />
Umlaufzeit und Abstände<br />
nehmen ab<br />
wegen Abstrahlung von<br />
Gravitationswellen<br />
Entdecker: Taylor und Hulse
Gravitationswellen: direkte Suche<br />
T.Hebbeker<br />
B) Michelson-<br />
Interferometer<br />
GEO600 Hannover<br />
A) Zylin<strong>der</strong>antenne
Inhalt<br />
T.Hebbeker<br />
• Einleitung<br />
• Beobachtungen<br />
1) Astronomie/<strong>Astrophysik</strong><br />
2) <strong>Astroteilchenphysik</strong><br />
3) Gravitationsphysik<br />
•<strong>Kosmologie</strong><br />
1) Evolution des Kosmos<br />
2) Prozesse im frühen Universum
Das Big-Bang - Modell<br />
T.Hebbeker<br />
Einsteins<br />
allgemeine<br />
Relativitätstheorie<br />
+<br />
<strong>Astrophysik</strong>alische<br />
Beobachtungen<br />
=<br />
Der Raum expandiert<br />
Anfang: „Big Bang“<br />
Hintergrundstrahlung<br />
Rotverschiebung<br />
Chemie
Evolution des Universums<br />
T.Hebbeker<br />
Expansionsgeschwindigkeit gegeben durch:<br />
• Hubble-Konstante (kinetische Energie Expansion)<br />
• mittlere Massendichte (potentielle Energie Kontraktion) Gravitation!<br />
Ω<br />
m<br />
=<br />
ρ<br />
ρ<br />
krit<br />
=<br />
mittlere Massendichte<br />
kritische Massendichte<br />
≈<br />
nicht genau bekannt<br />
3 H − Atome / m<br />
3<br />
Hubble-Konstante<br />
Skalenparameter R:<br />
Abstand zwischen zwei<br />
entfernten Galaxien
T.Hebbeker<br />
Λ<br />
„dunkle<br />
Energie“<br />
wirkt<br />
abstossend!<br />
Erweitertes Modell: Einsteins<br />
„kosmologische Konstante“<br />
Neue Messungen
Inhalt<br />
T.Hebbeker<br />
• Einleitung<br />
• Beobachtungen<br />
1) Astronomie/<strong>Astrophysik</strong><br />
2) <strong>Astroteilchenphysik</strong><br />
3) Gravitationsphysik<br />
•<strong>Kosmologie</strong><br />
1) Evolution des Kosmos<br />
2) Prozesse im frühen Universum
Prozesse im frühen Universum<br />
10<br />
10<br />
a<br />
T.Hebbeker<br />
heute<br />
300000 a Atome<br />
3min<br />
10 −10<br />
s<br />
Kerne<br />
Ladungssumme = 0
Nukleosynthese<br />
t = 3 min T = 1 000 000 000 K E = 0.1 MeV<br />
T.Hebbeker<br />
2 n + 2 p = He-Kern (stabil)<br />
p = H-Kern<br />
(übriggebliebene Protonen)<br />
Schwere Kerne (C, O, U...) entstanden<br />
erst in Sternen/Supernovae !
Bildung von Atomen<br />
T.Hebbeker<br />
t = 300 000 a T = 3000 K E = 0.3 eV<br />
He-Kern + 2 e = He-Atom<br />
H-Kern + e = H-Atom<br />
Weltall ohne freie Ladung!<br />
Licht kann sich ungehin<strong>der</strong>t ausbreiten!<br />
Universum wird durchsichtig!<br />
3min<br />
Kerne<br />
kosmische<br />
Hintergrundstrahlung<br />
!
Zusammenfassung<br />
T.Hebbeker<br />
Zunehmende Verzahnung zwischen<br />
<strong>Astrophysik</strong> und Teilchenphysik: <strong>Astroteilchenphysik</strong><br />
stark verbesserte und neue Beobachtungstechniken<br />
-> viele spannende Resultate !<br />
-> interessante Seminarvorträge !
ANHANG<br />
T.Hebbeker
Messung <strong>der</strong> Expansion<br />
T.Hebbeker<br />
Supernovae Typ Ia<br />
Entfernung ~ Alter<br />
= „Standardkerze“<br />
d = v ⋅t<br />
log d = log v +<br />
logt<br />
Helligkeit<br />
Fluchtgeschwindigkeit
Berechnung <strong>der</strong> Evolution<br />
T.Hebbeker<br />
ohne kosmologische Konstante:<br />
d<br />
m⋅<br />
2<br />
R(<br />
t)<br />
dt<br />
2<br />
= −G<br />
N<br />
⋅<br />
m⋅<br />
M<br />
R(<br />
t)<br />
2<br />
M = 4 π<br />
ρ(<br />
t)<br />
R<br />
3 ( t)<br />
= const<br />
3<br />
mit kosmologischer Konstanten :<br />
d<br />
m⋅<br />
2<br />
R(<br />
t)<br />
dt<br />
2<br />
= −G<br />
N<br />
⋅<br />
m⋅<br />
M<br />
R(<br />
t)<br />
2<br />
abstossend<br />
Λ<br />
+<br />
m⋅Λ⋅<br />
R(t) / 3<br />
grosse<br />
Entferng!