KZO Wetzikon Dunkle Materie Astronomiefreifach HS 2002/2003 Stefan Leuthold.

KZO Wetzikon

Dunkle Materie

Astronomiefreifach HS 2002/2003

Stefan Leuthold

Astronomiefreifach - Dunkle Materie. Folie Nr. 2


Was ist dunkle Materie? «Vor 50 Jahren erkannte Fritz Zwicky, dass

Galaxienhaufen hauptsächlich aus Materie in irgendeiner nichtleuchtenden Form bestehen. Die Suche nach dieser dunklen Materie beherrscht seit einem halben Jahrhundert die Kosmologie.» (Silk, 134)

Zwicky (1898-1974)ein echter Glarner


Unsere Galaxie: Milchstrasse. Durchmesser: etwa 100‘000 ly (≈ 30 kpc) Abstand Sonne-Zentrum: ≈ 8 kpc Bahngeschwindigkeit der Sonne: ≈ 250 km/s


Galaxiencluster Fritz Zwicky untersuchte Coma Cluster und

Virgo Cluster. Er fand, dass die Geschwindigkeiten der

einzelnen Galaxien um 10 bis 100 mal grösser waren als erwartet.

Das einzige, wovon die Geschwindigkeit der Galaxien abhängt, ist die Masse im Zentrum des Clusters – dies ist ein deutlicher Hinweis auf dunkle Materie.

This image from NASA's Hubble Space Telescope shows hundreds of galaxies in an area of the sky as small as President Roosevelt's eye on a dime held at arm's length. The brightest galaxy in the field, called NGC 4881, lies in the outskirts of a really large cluster of galaxies called the Coma Cluster.

Virgo Cluster


Nachweis: Rotation von Galaxien.Während die Leuchtkraft vom Zentrum gegen aussen in einer Galaxie rasch abfällt, bleibt die gemessene Rotations-geschwindigkeit vieler Galaxien hoch – dies ist nur möglich, wenn innerhalb der Materie eine grosse Masse die Rotation aufrechterhält.

P.J.E. Peebles mass als einer der ersten Rotationskurven von Galaxien aus. Rechts ein berühmtes seiner Bücher.


Wieviel dunkle Materie gibt es? Man definiert

> 1 geschlossenes Universum = 1 flaches Universum < 1 offenes Universum

Der Omega-Parametergibt also an, wievieldunkle Materie vor-handen ist: Man schätzt heute bis zu 90% oder 95%der Gesamtmasse des Universums!


Was kann dunkle Materie sein? Planeten Weisse Zwerge WIMPs: Weakly interacting massive particles. «Exotische Materie»


Baryonische dunkle Materie Weisse Zwerge Neutronensterne Schwarze Löcher MACHOs (massive compact halo objects)

Sternüberreste


Endstadien von Sternen

Protostern

Brauner Zwerg

1 MSonne

10-30 MSonne

> 30 MSonne

He-Kern

He-Kern

Roter Riese

Überriese

Weisser Zwerg

SchwarzesLoch

Neutronen-stern


Entwicklung im HR-Diagramm.Entwicklung eines Sternes mit etwa 5 Sonnen-massen:

1. Vom Kern- ins Schalenbrennen aufgeheizt, Sternradius wächst auf 100faches an (roter Riese).

2. Ausdehnung kühlt Hülle ab (L ~ T4, L ~ r2, bei L = konst. folgt Abkühlung).

3. Kontrahierung der Kernregion => T steigt auf über 100 Mio. K, danach «Triple--Prozess» (3 He => C).

4. Alles ausgebrannt, T genügt nicht für Brennen schwererer Elemente: Kontraktion => Weisser Zwerg.


Entstehung von Neutronensternen Bei Kerntemperaturen T > 109 K geht das

nukleare Brennen weiter bis zu Eisen (noch schwerere Elemente können in Sternen nicht erzeugt werden).

Masse der Kernregion > 1,4 MSonne: Beim Zusammenfallen des Kern nach dem Ausbrennen werden p+ und e– zu n und zusammengedrückt.

Der Radius eines Neutronensterns beträgt einige Kilometer, seine Dichte ≈ 1012 kg/cm3 !


Supernovae Der Kollaps der

Kernregion eines angehenden Neutronensterns treibt eine Druck-welle nach aussen, welche die äusseren Schichten des roten Überriesen in einer gewaltigen Explosion in den Raum hinausschleudert := Supernova.


Pulsare Neutronensterne, welche

schnell pulsieren (z. T. mit Frequenzen im ms-Bereich)nennt man «Pulsare».

Die Perioden von Pulsaren gehen bis zu 10-14 s genauim Zeitraum eines Jahres(vergleichbar mit Atom-uhren).


MACHOs: Gravitationslinsen.

Vgl. Kopie aus «Metzler Physik»


Astronomie ist schön.

Literaturangaben

Silk, Joseph. Die Geschichte des Kosmos. Spektrum Akademischer Verlag. Deutsche Ausgabe 1996.

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