Das kosmologische Standardmodell

$% Mathematische Symbole and Abkürzungen \newcommand\2{\frac{1}{2}} \newcommand\4{\frac{1}{4}} \newcommand\6{\partial} \newcommand{\ft}[2]{{\textstyle\frac{#1}{#2}}} \newcommand{\vnabla}{{\boldsymbol \nabla}} \newcommand{\vnab}{\vnabla} \newcommand{\laplace}{\varDelta} \newcommand{\lap}{\laplace} \newcommand{\quabla}{\Box} \newcommand{\vLambda}{{\mtbox{\boldmath{$\Lambda$}}}} % fettes \Lambda \newcommand{\vOmega}{{\mtbox{\boldmath{$\Omega$}}}} % fettes \Omega \newcommand{\vPi}{{\mtbox{\boldmath{$\Pi$}}}} % fettes \Pi \newcommand{\vTheta}{{\mtbox{\boldmath{$\Theta$}}}} % fettes \Theta \newcommand{\tinda}{a} % Teilchen-Index 1 \newcommand{\tindb}{b} % Teilchen-Index 2 \newcommand{\abstvec}[1]{{\mathfrak{#1}}} % Fraktur für abstrakte Vektoren$

Das kosmologische Standardmodell

Bartelmann, Matthias

ISBN:

978-3-662-59626-5

Zusammenfassungen

Das vorliegende Buch bietet einen umfassenden Überblick über das kosmologische Standardmodell und seine empirische Evidenz: Von welchen Annahmen über den Kosmos und seine Entwicklung gehen wir aus? Wie erklärt die Inflation die Entstehung von Strukturen? Wie verhalten sich Dichtestörungen im Laufe der Zeit? Welche Erkenntnisse können wir aus Beobachtungen des kosmischen Mikrowellenhintergrunds und des Gravitationslinseneffekts ziehen? Neben den Grundlagen, der theoretischen Beschreibung und den Beobachtungen beleuchtet der Autor den aktuellen Stand der Forschung und bespricht offene Fragen der modernen Kosmologie. Damit erreicht das Buch dreierlei: Es schafft Verständnis für die Grundlagen des Modells, beschreibt die empirische Evidenz, die ihm seine Überzeugungskraft verleiht, und regt zum Weiterfragen an.

Das Buch bietet sich für Bachelor- oder Masterstudierende der Physik als modernes und verständlich geschriebenes Lehrbuch an. Die Kapitel beginnen mit grundlegenden Fragen zum jeweiligen Thema, wichtige Formeln und Aussagen sind als solche hervorgehoben, kleine Zwischenfragen regen zum aktiven Mitdenken an und Hinweise warnen den Leser vor häufigen Fehlkonzepten oder Verständnisproblemen. Vertiefungsboxen ermöglichen einen Blick über den kanonischen Vorlesungsstoff hinaus und in zahlreichen Beispielen werden physikalische Größen berechnet oder abgeschätzt. Die Lektüre hilft Leserinnen und Lesern dabei, eigene Fragen über unser physikalisches Verständnis des Kosmos zu stellen und Antworten zu finden. Aus dem Inhalt Homogene, isotrope Weltmodelle Alter und Ausdehnung der Welt Thermische Entwicklung Inflation und Dunkle Energie Strukturen im Universum Der kosmische Mikrowellenhintergrund Halos und ihre Massenfunktion Gravitationslinsen Galaxienhaufen, Galaxien und Gas

Aus dem Inhalt

Homogene, isotrope Weltmodelle
Alter und Ausdehnung der Welt
Thermische Entwicklung
Inflation und Dunkle Energie
Strukturen im Universum
Der kosmische Mikrowellenhintergrund
Halos und ihre Massenfunktion
Gravitationslinsen
Galaxienhaufen, Galaxien und Gas

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Begriff	Erklärung
Cepheiden	Cepheiden, benannt nach dem pulsationsveränderlichen Stern $\delta$ Cephei, sind Sterne in späten Entwicklungsstadien, die periodisch veränderlich sind. Die zugrunde liegende Instabilität wird durch eine Temperaturabhängigkeit der photosphärischen Opazität dieser Sterne angetrieben, die durch den Übergang zwischen ein- und zweifach ionisiertem Helium verursacht wird. Die kosmologisch wichtige Eigenschaft der Cepheiden ist, dass die Periode ihrer Veränderlichkeit und ihre Leuchtkraft miteinander verbunden sind.
Deuteriumfusion	Die Deuteriumfusion und damit alle weiteren Fusionsreaktionen finden statt, während das Universum zwischen fünf und sechs Minuten alt ist. Die entsprechende thermische Energieskala liegt bei etwa 68 keV. Ebenso wie die Rekombinationsreaktion des Wasserstoffs werden also die primordialen Fusionsreaktionen durch die enorme Überzahl der Photonen gegenüber den Baryonen erheblich verzögert.
Dunkle Energie	Viele Kosmologen bevorzugen die Vorstellung, dass die kosmologische Konstante eigentlich nicht konstant ist, sondern dass die beschleunigte kosmische Expansion, die durch die kosmologische Konstante erklärt werden könnte durch eine Substanz mit negativem Druck verursacht würde. Diese hypothetische Substanz wird als dunkle Energie bezeichnet. Sie muss durch eine Zustandsgleichung gekennzeichnet sein, derzufolge der Druck der dunklen Energie genügend negativ werden kann. Eine solche Erklärung durch ein dynamisches Feld hätte den Vorzug, dass damit zumindest prinzipiell erklärbar würde, wie sich die Dichten der (dunklen) Materie und der dunklen Energie aufeinander einstellen könnten.
Dunkle Materie	Dunkle Materie macht etwa 85 % der Materie im Universum aus. Wir wissen nur wenig über sie. Klar ist jedenfalls, dass sie nicht elektromagnetisch wechselwirken darf.
Friedmann-Gleichungen	Die Friedmann-Gleichungen $$\left(\frac{\dot a}{a}\right)^2 = \frac{8\pi G}{3}\rho-\frac{Kc^2}{a^2}+\frac{\Lambda c^2}{3}\nonumber$$ $$\frac{\ddot{a}}{a} = -\frac{4\pi G}{3}\left(\rho+\frac{3P}{c^2}\right)+\frac{\Lambda c^2}{3}\;, $$ folgen aus den Einstein'schen Feldgleichungen, wenn man eine Robertson-Walker-Metrik annimmt, die räumlich isotrop und homogen ist. Sie bestehen aus zwei gewöhnlichen Differentialgleichungen in der Zeit für den Skalenfaktor $a$. $\Lambda$ ist die kosmologische Konstante, $G$ ist die Gravitationskonstante, $K$ die Krümmung.

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Frage 1 von 37

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Was ist die Robertson-Walker-Metrik?
Lösung
Die Robertson-Walker-Metrik ist die Metrik eines homogenen und isotropen Universums: $$ \mathrm{d} s^2=-c^2\mathrm{d}t^2+a^2(t)\left[ \mathrm{d} w^2+f_K^2(w)\mathrm{d}\Omega^2 \right],$$ wobei $f_K(w)$ durch $$ f_K(w)=\left\{\begin{array}{ll} K^{-1/2}\sin\left(K^{1/2}w\right) & (K>0) \\ w & (K=0) \\ |K|^{-1/2}\sinh\left(|K|^{1/2}w\right) & (K
Wie ist die Rotverschiebung definiert?
Lösung
Wenn $\mathrm{d} t$ durch $\mathrm{d} t=\nu^{-1}$ auf die Periodendauer einer Lichtwelle mit der Frequenz $\nu$ festgelegt wird, dann ist mit den Indizes e (emitted) und o (observed) $$\frac{\nu_\mathrm{e}}{\nu_\mathrm{o}} = \frac{a(t_\mathrm{o})}{a(t_\mathrm{e})} =\frac{\lambda_\mathrm{o}}{\lambda_\mathrm{e}} = 1+\frac{\lambda_\mathrm{o}-\lambda_\mathrm{e}}{\lambda_\mathrm{e}} =: 1+z\;,$$ wobei $z$ die Rotverschiebung des Lichtes bezeichnet.
Wie lauten die Friedmann-Gleichungen? Woraus folgen sie?
Lösung
Die Friedmann-Gleichungen $$\left(\frac{\dot a}{a}\right)^2 = \frac{8\pi G}{3}\rho-\frac{Kc^2}{a^2}+\frac{\Lambda c^2}{3}\nonumber$$ $$\frac{\ddot{a}}{a} = -\frac{4\pi G}{3}\left(\rho+\frac{3P}{c^2}\right)+\frac{\Lambda c^2}{3}\;, $$ folgen aus den Einstein'schen Feldgleichungen, wenn man eine Robertson-Walker-Metrik annimmt, die räumlich isotrop und homogen ist. Sie bestehen aus zwei gewöhnlichen Differentialgleichungen in der Zeit für den Skalenfaktor $a$. $\Lambda$ ist die kosmologische Konstante, $G$ ist die Gravitationskonstante, $K$ die Krümmung.
Was ist die Hubble-Funktion? Wie ergibt sich daraus die Hubble Konstante?
Lösung
Die Hubble-Funktion ist als die relative kosmische Expansionsrate definiert, $$ H(t) := \frac{\dot a}{a}\;,\quad$$ $$ H_0 := H(t_0)\;.$$Ihr Wert $H(t_0)$ zum heutigen Zeitpunkt $t_0$ wird Hubble-Konstante $H_0$ genannt. Ihr Wert ist heute recht genau bekannt und beträgt ungefähr $$ H_0 \approx 70\,\frac{\mathrm{km}}{\mathrm{s\,Mpc}} = 2.27\cdot10^{-18}\,\mathrm{s^{-1}}\;.$$
Wie ist die kritische Dichte definiert? Wie groß ist? Welche Vergleichsgrößen kann man sich merken?
Lösung
Die kritische Dichte ist durch $$ \rho_\mathrm{cr}(t) := \frac{3H^2(t)}{8\pi G}\;,\quad $$ $$ \rho_\mathrm{cr,0} := \rho_\mathrm{cr}(t_0)=\frac{3H_0^2}{8\pi G}$$ definiert. Der heutige Wert der kritischen Dichte ist $$ \rho_\mathrm{cr,0} = 9.20\cdot10^{-30}\,\mathrm{g\,cm^{-3}} = 5.50\cdot10^{-6}\,m_\mathrm{p}\,\mathrm{cm^{-3}} = 5.18\,c^{-2}\,\mathrm{keV}\,\mathrm{cm}^{-3}\;,$$ was also einer Protonenmasse $m_\mathrm{p}$ in knapp $2\cdot10^5\,\mathrm{cm^3}$ des kosmischen Volumens entspricht. Diese ungeheuer niedrige Dichte entspricht etwa einer Galaxienmasse pro $\mathrm{Mpc^3}$.
Was besagt das Hubble-Lemaitre-Gesetz?
Lösung
Unabhängig vom konkreten Entfernungsmaß gilt zwischen Entfernungen $D$ und Fluchtgeschwindigkeiten $v$ das Hubble-Lemaitre-Gesetz $$ v = H_0D\;,$$ solange die Fluchtgeschwindigkeit wesentlich kleiner als die Lichtgeschwindigkeit oder, äquivalent dazu, die Entfernung wesentlich kleiner als der Hubble-Radius ist,$$ v\ll c\;,\quad D\ll\frac{c}{H_0}\;. $$
Was sind Cepheiden und wozu können sie genutzt werden?
Lösung
Cepheiden, benannt nach dem pulsationsveränderlichen Stern $\delta$ Cephei, sind Sterne in späten Entwicklungsstadien, die periodisch veränderlich sind. Die zugrunde liegende Instabilität wird durch eine Temperaturabhängigkeit der photosphärischen Opazität dieser Sterne angetrieben, die durch den Übergang zwischen ein- und zweifach ionisiertem Helium verursacht wird. Die kosmologisch wichtige Eigenschaft der Cepheiden ist, dass die Periode ihrer Veränderlichkeit und ihre Leuchtkraft miteinander verbunden sind.
Was sind Typ-Ia-Supernovae und welche Rolle spielen sie in der Kosmologie?
Lösung
In Supernovae dieses Typs wird das Material mindestens eines weißen Zwergsterns unter entarteten Bedingungen explosionsartig gezündet. Da dabei eine aus der Chandrasekhar-Masse ungefähr bekannte Menge bekannten Kernmaterials zu bekannten Endprodukten fusioniert, liegt es nahe, dass auch die Menge der dabei freigesetzten Energie ungefähr bekannt ist. Typ-Ia-Supernovae sind daher eigentlich keine Standardkerzen, können aber mithilfe der empirisch kalibrierten und theoretisch verstandenen Philipps-Relation standardisiert werden.
Wie große ist die Photonendichte im Universum im Vergleich zur Baryonendichte?
Lösung
Für jedes Baryon im Universum gibt es etwa eineinhalb Milliarden Photonen. Dieses Verhältnis ist für den Verlauf thermischer Prozesse im Universum entscheidend, etwa für die primordiale Nukleosynthese und für die Rekombination, die zur Freisetzung des kosmischen Mikrowellenhintergrunds führte.
Wie lautet die Saha-Gleichung? Was beschreibt sie?
Lösung
Der Ionisationsgrad $x$ des Wasserstoffs wird in Abhängigkeit von der Temperatur $T$ und der Baryonendichte $n_\mathrm{B}$ durch die Saha-Gleichung $$\frac{g_\mathrm{e}g_\mathrm{p}}{g_\mathrm{H}}\, m_\mathrm{e}^{3/2}\, \left(\frac{k_\mathrm{B}T}{2\pi\hbar^2}\right)^{3/2}\frac{\mathrm{e}^{-\beta\chi}}{n_\mathrm{B}} = \frac{x^2}{1-x}$$ beschrieben. Darin ist $n_\mathrm{B}$ die Baryonendichte, $m$ bezeichnet die Massen der Reaktionspartner, $g$ ihre statistischen Gewichte, und die Subskripte e, p und H bezeichnen Elektronen, Protonen und Wasserstoffatome. Die Ionisationsenergie des Wasserstoffs ist $\chi$ und $\beta := (k_\mathrm{B}T)^{-1}$.
Welche Rolle spielt die Zwei-Photonen-Rekombination bei der Wasserstoff-Rekombination?
Lösung
Der Verlauf der Wasserstoff-Rekombination wird dadurch verzögert, dass die direkte Rekombination durch Lyman-$\alpha$-Photonen nicht effektiv ist. Deswegen ist ein vergleichsweise langsamer Zwei-Photonen-Übergang in den Grundzustand notwendig. Der wirkliche Rekombinationsverlauf ist daher etwas langsamer als derjenige, den die Saha-Gleichung vorhersagt.
Beschreiben sie die Deuteriumfusion!
Lösung
Die Deuteriumfusion und damit alle weiteren Fusionsreaktionen finden statt, während das Universum zwischen fünf und sechs Minuten alt ist. Die entsprechende thermische Energieskala liegt bei etwa 68 keV. Ebenso wie die Rekombinationsreaktion des Wasserstoffs werden also die primordialen Fusionsreaktionen durch die enorme Überzahl der Photonen gegenüber den Baryonen erheblich verzögert.
Was ist das Horizontproblem?
Lösung
Aufgrund des vergleichsweise sehr kleinen kausalen Teilchenhorizonts erweist es sich als schleierhaft, wie es dazu kommen konnte, dass uns der gesamte kosmische Mikrowellenhimmel mit etwa derselben Temperatur erscheint. Es ist zunächst vollkommen unklar, wie es möglich gewesen sein kann, dass sich im gesamten für uns überschaubaren Universum zur Rekombinationszeit thermisches Gleichgewicht einstellen konnte. Das ist das Horizontproblem.
Wie definiert man die Planck-Skalen?
Lösung
Aus den drei Naturkonstanten $G$, $\hbar$ und $c$ ergeben sich natürliche Einheiten: $m_\mathrm{Pl}$ für die Masse, $t_\mathrm{Pl}$ für die Zeit und $\lambda_\mathrm{Pl}$ für die Länge. Sie werden als Planck-Einheiten oder Planck-Skalen bezeichnet und sind durch $$ m_\mathrm{Pl} = \sqrt{\frac{\hbar c}{G}}\;,\quad t_\mathrm{Pl} = \sqrt{\frac{\hbar G}{c^5}}\;,\quad \lambda_\mathrm{Pl} = \sqrt{\frac{\hbar G}{c^3}}$$ gegeben.
Wie wird die Strukturentstehung und das Horizontproblem in der Kosmologie gelöst?
Lösung
Die Inflation beschreibt einen physikalischen Prozess, der sowohl das Horizont- als auch das Flachheitsproblem der Urknalltheorie zu beheben vermag und zugleich eine natürliche Erklärung für den Ursprung der Strukturen im Universum bietet.
Was sind Leistungsspektrum und Korrelationsfunktion und wie hängen sie zusammen?
Lösung
Das Leistungsspektrum eines Zufallsfeldes ist die Varianz seiner Fourier-Amplituden. Die Korrelationsfunktion ist die Fourier-Transformierte des Leistungsspektrums.
Was ist die Silk-Dämpfung?
Lösung
Die endliche mittlere freie Weglänge der Photonen, die im Verlauf der Rekombination schnell zunimmt, erlaubt eine Diffusion der Photonen, die zu einer Dämpfung genügend kleiner Temperaturschwankungen im CMB führt. Dieser Effekt wird Silk-Dämpfung genannt.
Was ist der kosmische Mikrowellenhintergrund? Wann entstand er? Welche Abweichungen zeigt er?
Lösung
Beim kosmischen Mikrowellenhintergrund handelt es sich um Wärmestrahlung, die freigesetzt wurde, als das Universum etwa 400 000 Jahre alt war. Eines der stärksten Argumente dafür, dass unser Universum tatsächlich in bester Näherung isotrop erscheint, liefern die winzigen Temperaturschwankungen im kosmischen Mikrowellenhintergrund, deren relative Amplitude bei etwa $10^{-5}$ liegt. Der Mikrowellenhintergrund liefert damit ein erstaunlich isotropes Signal aus der Frühzeit des Universums.
Was ist Dunkle Materie?
Lösung
Dunkle Materie macht etwa 85 % der Materie im Universum aus. Wir wissen nur wenig über sie. Klar ist jedenfalls, dass sie nicht elektromagnetisch wechselwirken darf.
Was versteht man unter Dunkler Energie?
Lösung
Viele Kosmologen bevorzugen die Vorstellung, dass die kosmologische Konstante eigentlich nicht konstant ist, sondern dass die beschleunigte kosmische Expansion, die durch die kosmologische Konstante erklärt werden könnte durch eine Substanz mit negativem Druck verursacht würde. Diese hypothetische Substanz wird als dunkle Energie bezeichnet. Sie muss durch eine Zustandsgleichung gekennzeichnet sein, derzufolge der Druck der dunklen Energie genügend negativ werden kann. Eine solche Erklärung durch ein dynamisches Feld hätte den Vorzug, dass damit zumindest prinzipiell erklärbar würde, wie sich die Dichten der (dunklen) Materie und der dunklen Energie aufeinander einstellen könnten.
Was ist der primordiale Sachs-Wolfe-Effekt?
Lösung
Die Schwankungen des Gravitationspotentials, die durch die Dichteschwankungen hervorgerufen werden, erzeugen Temperaturschwankungen im CMB. Dies wird als (primordialer) Sachs-Wolfe-Effekt bezeichnet. Dabei wird die Gravitationsrotverschiebung teilweise durch die gravitative Zeitdilatation kompensiert.
Was bezeichnet man als Halos?
Lösung
Die Verteilung der dunklen Materie im Universum kann so aufgefasst werden, als wäre sie aus einzelnen sogenannten Halos aufgebaut. Damit sind annähernd kugelförmige, überdichte Ansammlungen aus dunkler Materie gemeint, die in ihren Zentren hochgradig nichtlineare Dichten erreichen können.
Was ist der Gravitationslinseneffekt?
Lösung
Eine wichtige Konsequenz der allgemeinen Relativitätstheorie ist es, dass sich in Anwesenheit von Dichteschwankungen in der räumlichen Materieund Energieverteilung die Raumzeit krümmt und damit auch Lichtstrahlen auf leicht gekrümmte Bahnen zwingt. Da das Licht auf diese Weise so abgelenkt wird, als würde es eine optische Linse durchlaufen, spricht man vom Gravitationslinseneffekt.
Schränkt es die Allgemeinheit ein, wenn bei einem beliebigen Beobachter der Koordinatenursprung mit w = 0 festgelegt wird?
Lösung
Nein, denn das Universum wurde als homogen angenommen. w=0 kann für jeden Beobachter gesetzt werden.
Begründen Sie, warum relativistische Teilchen rotverschoben werden, nichtrelativistische Teilchen aber nicht.
Lösung
Die Rotverschiebung bezieht gilt nur für die kinetische Energie. Bei nichtrelativistischen Teilchen ist diese so klein, dass die Rotverschiebung nicht messbar ist.
Wie skaliert die Dichte mit dem Skalenfaktor?
Lösung
Die Dichte nichtrelativistischer Materie nimmt mit wachsendem Skalenfaktor proportional zu $a^{-3}$ ab, die Dichte relativistischer Materie dagegen proportional zu $a^{-4}$.
Welche Annahmen zur thermischen Entwicklung des Universums werden gemacht?
Lösung
Drei Annahmen liegen den Überlegungen zur thermischen Entwicklung des Universums zugrunde: 1. Die Expansion des Universums verlief adiabatisch. 2. Zu sehr frühen Zeiten herrschte thermisches Gleichgewicht zwischen wechselwirkenden Teilchensorten. 3. Die Bestandteile des kosmischen Materials können als ideale, möglicherweise relativistische Quantengase behandelt werden.
Warum haben Photonen das statistische Gewicht g = 2, obwohl sie den Spin eins haben?
Lösung
Photonen sind masselose Teilchen. Als solche kann ihr Spin nicht transversal zur Bewegungsrichtung projiziert werden, obwohl dies bei einem Spin von eins eigentlich möglich wäre. Daraus folgen durch Linearkombination die ZWEI (!) möglichen Polarisationen links- und rechts-zirkulären Lichts.
Warum trägt nichtrelativistische Materie nur vernachlässigbar zur heutigen Entropie des Universums bei?
Lösung
Die Entropie nichtrelativistischer Materie (große Massen) wird exponentiell stark durch einen Faktor $e^{-\frac{mc^2}{kT}$ unterdrückt.
Welche Gleichungen werden üblicherweise zur Beschreibung kosmischer Strukturen genutzt?
Lösung
Üblicherweise wird die Entwicklung kosmischer Strukturen durch die Kontinuitätsgleichung, die Euler-Gleichung und die Poisson-Gleichung beschrieben. Diese drei Gleichungen zusammen bilden das sogenannte Euler-Poisson-System.
Warum ist dunkle Materie in der Kosmologie notwendig?
Lösung
Die Temperaturschwankungen im CMB können nur dann als Vorläufer der heutigen ausgeprägten kosmischen Strukturen angesehen werden, wenn diese Strukturen durch eine Materieform dominiert werden, die nicht mit Licht wechselwirken kann. Anderenfalls müsste die Amplitude der relativen Temperaturschwankungen im CMB bei etwa $10^{-3}$ liegen, während $10^{-5}$ gemessen wurde.
Welcher Unterschied besteht zwischen der Compton- und der Thomson-Streuung? Was wäre dagegen Klein-Nishina-Streuung?
Lösung
Thomson-Streuung ist der niederenergetische Grenzfall der Compton-Streuung (Streuung von Photonen and punktförmigen Ladungen). Klein-Nishina-Streuung ist die quantenelektrodynamisch korrekte Streuamplitude, während die beiden vorherigen Fälle (halb-)klassische Näherungen sind.
Warum ist der Thomson-Wirkungsquerschnitt polarisationsabhängig?
Lösung
Der Thomson-Wirkungsquerschnitt ist polarisationsabhängig, da die elektromagnetische Welle das geladene Teilchen in Schwingung entlang der Polarisationsrichtung versetzt. Es strahlt dann senkrecht zu dieser Polarisationsrichtung als Dipolstrahlung ab.
Wie ist ein Bolometer aufgebaut, und was misst es eigentlich?
Lösung
Ein Bolometer besteht aus einem absorbierenden Bauteil, dass an ein Wärmebad gekoppelt ist. Eingehende Strahlung erhöht die Temperatur des Elements und damit dessen elektrischen Widerstand. Dies misst das Bolometer und errechnet daraus die Leistung der eingehenden Strahlung.
Was kann man für selbstgravitierende Systeme aus dem Virialsatz über Gleichgewichtszustände folgern?
Lösung
Selbstgravitierende Systeme haben aufgrund des Virialtheorems keinen Gleichgewichtszustand, weil ihre Wärmekapazität negativ ist. Wir müssen daraus schließen, dass uns kosmische Objekte wie Galaxien und Galaxienhaufen als stabil erscheinen, weil sie sich zwar nicht in einem Gleichgewichtszustand, aber offenbar in einem langlebigen Übergangszustand befinden.
Wie schließt man aus der Virialmasse auf dunkle Materie?
Lösung
Die Anwendung der Virialsatzes auf Galaxienhaufen war historisch der erste Hinweis auf einen erheblichen Anteil dunkler Materie im Universum, dass die daraus abgeschätzte Masse der Galaxienhaufen diejenige um das etwa Zehnfache übersteigt, die in den Haufengalaxien selbst sichtbar ist.
Was ist das Cooling Cooling-flow-Problem?
Lösung
Obwohl die Kühlzeitskala in den Zentren von Galaxienhaufen deutlich kürzer als die Hubble-Zeit wird, zeigen Röntgenspektren keine Hinweise auf die Anwesenheit kühlen Gases, wie etwa Metalllinien. Dies ist das cooling-flowProblem: Es weist darauf hin, dass es eine Möglichkeit geben muss, das kühlende Gas in Galaxienhaufenzentren zu heizen, die z. B. durch aktive Galaxienkerne (AGN) beigetragen werden könnte.
Fertig!
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