Vorlesung 4:

21 Nov. 2008 Kosmologie, WS 08/09, Prof. W. de Boer 1

Vorlesung 4:

Roter Faden:

1. Evolution des Universums

Roter Faden:

1. Friedmann-Lemaitre Feldgleichungen2. Evolution des Universums in der ART


Zum Mitnehmen:

1. Licht empfindet Gravitation. Lichtquant (Photon) hat effektive Masse m = E/c2 = hν/c2

2. Materie krümmt den Raum und Weltlinien folgen Raumkrümmung. Diese gekrümmte Weltlinien erzeugen für Licht

Gravitationslinsen und Schwarze Löcher


Friedmannsche Gl. und Newtonsche Mechanik

Die Friedmannsche Gleichungen der ART entsprechen

1. Newtonsche Mechanik2. + Krümmungsterm k/S2

3. + E=mc2 (oder u=c2)4. + Druck ( Expansionsenergie im heißem Univ.)5. + Vakuumenergie (=Kosmologische Konstante)

Dies sind genau die Ingredienten die man brauchtfür ein homogenes und isotropes Universum,das evtl. heiß sein kann (Druck ≠ 0)


Zum Mitnehmen

1. Friedmann-Lemaitre Feldgleichungen beschreiben Evolution eines homogenen und isotropen Universums.

Daraus folgt mit p = α c2 : (t) S(t) -3(1+α)

S(t) t 2/3(1+α)

2. Wenn Strahlung dominiert ( α = 1/3 ), dann gilt: S(t) = k0 t ½

3. Wenn Materie dominiert (α = 0 ), dann gilt: S(t) = k1 t 2/3

4. Wenn Vakuumenergie dominiert ( = k), dann gilt: S(t) = k2 eHt

(exponentielle Zunahme (Inflation) mit H = konstant)5. Alter des Universums für = 0.7: t 1/H0 14 .109 yr statt t= 2/3H0 10 .109 yr (älteste Galaxien > 13 .109 yr !)


Minkowski 4-dimensionale Raum-Zeit


Metrik = Vorschrift zur Längenmessung


Mathematische Beschreibung der Krümmung


Grundidee der Allgemeinen Relativitätstheorie


Krümmung im 3-dim. Raum -> 4. Koordinate -> 4-dim. Euklidischer Raum


Robertson-Walker Metrik = Metrik in 4D-comoving coor.

Für ein homogenesund isotropes Universum gilt:Metrik unabh. von ,θ, d.h. d = dθ = 0


Längen im gekrümmten Raum


Friedmann Gleichungen


Erste Friedman Gleichung nach Newton

DimensionsloseDichteparameter:

M mv

=Friedmannfür k=-2E/m


Differenziere (1) und benutze u=c2

ergibt die zweite Friedm. Gl

Berücksichtigung der Expansionsenergie

(1)

(2)

dE=-pdV oder dE/dt = -p dV/dt - dV dp/dt Letzter Term doppelter Differentialterm, daher vernachlässigbar.


Kosmologische Konstante

p


Kosmologische Konstante


Energieerhaltung aus Friedmann Gl.


Zeitentwicklung der Dichte


Zeitentwicklung der Dichte


Zeitentwicklung des Universums


Zeitentwicklung des Universums


Inflation bei konstantem 0

Oder S(t) e t/ mit Zeitkonstante = 1 /HAlter des Univ., d.h.beschleunigteExpansion durch Vakuumenergie jetztsehr langsam, aber zum Alter t10-36s sehr schnell! Dieser Inflationsschubam Anfang, die durch die Symmetriebrechungeiner vereinheitlichter “Urkraft”, wie durchGUT’s (Grand Unified Theories) vorhergesagt,ist die einzige Erklärung warum Univ. sogroß ist und soviel Materie hat.


Alter des Universums mit ≠ 0






Zum Mitnehmen

1. Friedmann-Lemaitre Feldgleichungen beschreiben Evolution eines homogenen und isotropen Universums.

Daraus folgt mit p = α c2 : (t) S(t) -3(1+α)

S(t) t 2/3(1+α)

2. Wenn Strahlung dominiert ( α = 1/3 ), dann gilt: S(t) = k0 t ½

3. Wenn Materie dominiert (α = 0 ), dann gilt: S(t) = k1 t 2/3

4. Wenn Vakuumenergie dominiert ( = k), dann gilt: S(t) = k2 eHt

(exponentielle Zunahme (Inflation) mit H = konstant)5. Alter des Universums für = 0.7: t 1/H0 14 .109 yr statt t= 2/3H0 10 .109 yr (älteste Galaxien > 13 .109 yr !)

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