Danke.
Ausgezeichnet. Wir werden also über den Zustand des Universums reden.
Und, meine Damen und Herren, der Zustand des Universums ist gut im Jahr 2016.
Das Universum expandiert, das stellt sich als nützlich heraus.
Das Universum ist 13,8 Milliarden Jahre alt, keine 13,9 oder 13,7.
Das Universum ist wirklich nahezu geometrisch flach und es besteht aus dunkler Energie,
dunkler Materie, Atomen, Neutrinos, Photonen und vielleicht anderen Dingen.
Ich möchte darüber sprechen, warum wir den Zustand des Universums heute kennen.
Also lassen Sie uns mit der Geschichte beginnen.
Die Kosmologie begann ungefähr im Jahr 1915, sowohl Einstein als auch die ersten Beobachtungen fanden in dem Jahr statt.
Aber Hubble war die Person, die uns gleichsam auf die heutige Spur setzte, als er im Jahr 1929 seine Entdeckung verkündete,
dass das Universum expandiert.
Er nahm als seine Methode die Daten, er schaute sich an, wie helle Sterne in den Galaxien erschienen
und schloss von der Helligkeit der Sterne auf ihre Entfernung.
Und er, oder eigentlich Vesto Slipher, maßen die Rotverschiebung, die sie für eine Dopplerverschiebung hielten.
Das heißt, sie schauten auf das Spektrum der Galaxien, die nette, schmale Linien haben.
Und dann kann man sie durchgehen und sehr genau die Rotverschiebung der Galaxie abschätzen,
die, wie wir inzwischen wissen, der Dehnung des Raums zwischen uns und diesen Objekten entspricht.
Das können wir derzeit tatsächlich mit 1 Teil auf 1 Million Teile genau messen,
für Objekte quer durch die Galaxie oder potenziell quer durch das Universum,
und das ist es, was uns schlussendlich hoffentlich erlauben wird, Planeten zu finden, die bewohnbar sind.
Und vielleicht schlussendlich Planeten, die vielleicht Leben tragen oder tragen können, wir wissen es nicht.
Aber das kommt noch und ist ein anderer Vortrag.
Also, in diesem Diagramm gab es einen Zusammenhang, nämlich je weiter weg, desto mehr Rotverschiebung,
das war es, was Hubble im Jahr 1929 verkündete und das bedeutete, dass das Universum expandierte.
Daher werde ich das Universum expandieren, damit Sie diese Idee verstehen.
Also, ich habe das Universum für Sie expandiert.
Und lassen Sie uns ansehen, wie es aussieht, wenn wir diese Expansion betrachten.
Ich lege vorher und nachher übereinander, und was sehen wir?
Ich sehe nahe Objekte - sie haben sich ein wenig bewegt, und ihre Rotverschiebung wird klein sein.
Nun, sie haben sich ein wenig bewegt, und ihre Rotverschiebung wird klein sein.
Die entfernten Objekte – sie haben sich in dieser Expansion viel bewegt, ihre Rotverschiebung wird groß sein.
In einem expandierenden Universum erwartet man, das zu sehen, was Hubble sah, je weiter weg, desto mehr Rotverschiebung.
Hubble verstand nicht, wie dies mit der allgemeinen Relativitätstheorie zusammenhing.
Und daher reden wir gleich darüber.
Aber ich möchte noch den logischen Schluss ziehen, dass, wenn das Universum expandiert,
dann können wir das auch rückwärts laufen lassen.
Wenn man es rückwärts laufen lässt, dann kommt man fast unausweichlich zu der Schlussfolgerung,
dass es so etwas wie den Urknall gibt, wo alles im Universum aufeinanderliegt.
Dies passierte, denken wir, vor 13,8 Milliarden Jahren.
Was ist der Urknall?
Das ist die häufigste Frage an mich in den Vorträgen.
Ich habe keine Ahnung.
Ich weiß nur, was nach dem Urknall stattfand.
Wir denken, der Urknall, die Zeit direkt nach dem Urknall, und ich werde das noch nicht einmal verwenden,
aber lassen Sie es uns für einen Moment hernehmen.
Direkt nach dem Urknall gab es diese Zeit der Inflation, wo Dinge der Quantenskala auf den universellen Maßstab vergrößert wurden.
Quantenfluktuationen wurden auf die Skala des Universums vergrößert.
Und das ist der Samen dessen, was wir im kosmischen Mikrowellenhintergrund sehen: die Schallwellen,
über die ich gleich sprechen werde und die schlussendlich zu Galaxien führten, zur Erde und allem, was wir kennen.
Nun scheint diese Vergrößerung des Universums von den subatomaren zu Makromaßstäben ziemlich verrückt zu sein,
aber sie sagt ständig Dinge voraus, die wir im Universum sehen.
Aus meiner Perspektive ist die Zeit, in der das Universum exponentiell expandierte, wirklich der Urknall.
Vielleicht gibt es etwas davor, ich weiß es nicht - vielleicht ist das eine schlecht formulierte Frage.
Aber wenn wir diese Zeit verstünden, dann hätten wir viel bessere Aussichten zu verstehen, was der Urknall wirklich war.
Und, wie ich sagte, es kann das sein, was der Urknall aus unserer Perspektive ist.
Also, das Erste, was Hubble tun konnte, war, ein sehr einfaches Experiment durchzuführen,
um zu sagen, wie schnell das Universum jetzt expandiert.
Dazu teilt man die Entfernung durch die Rotverschiebung,
und ich könnte das Universum rückwärts ablaufen lassen und bekäme damit das Alter.
Man lässt das Universum rückwärts laufen, und dann berechnet man, wie alt das Universum ist.
Das nennen wir die Hubble-Konstante, und das ist genau das Thema meiner Doktorarbeit, die ich im Jahr 1993 fertigstellte.
Und hier bin ich in jüngeren Jahren bei meinem ersten Experiment,
wo ich meinem Doktorvater, Bob Kirshner, das Alter des Universums zeigte.
Und die Antwort, die ich bekam, stellte sich als ungefähr richtig heraus.
Ich würde nicht sagen, dass ich die Lorbeeren dafür bekomme, allen gesagt zu haben, dass die Antwort ist;
aber das Alter des Universums ist nahezu 14 Milliarden Jahre, wenn man linear extrapoliert.
Gut, allgemeine Relativitätstheorie.
Wir haben nicht viel darüber geredet.
Aber Einstein entwickelte 1907 diese Idee der Äquivalenz, dass, egal wo man im Universum ist, man nicht unterscheiden kann,
ob man in einer Rakete ist, die beschleunigt wird, oder auf der Erde, wo man durch die Schwerkraft beschleunigt wird.
Diese Dinge sind äquivalent und er hatte diese Offenbarung, als er jemanden vom Dach fallen sah und dachte:
„Toll, dieser Mann fühlt keine Schwerkraft. Ich wette, dass dieser Mann unter keinen Umständen Schwerkraft fühlte."
Das ist genau das, was Einstein von uns unterscheidet.
Weil wir etwas völlig anderes gedacht hätten, wenn wir jemanden vom Dach fallen sehen! (Lachen).
Aber er dachte achteinhalb Jahre darüber lang nach.
Alle sagten ihm, er wäre verrückt, er würde es niemals schaffen.
Er arbeitete auf breiter Basis mit den besten Mathematikern der Zeit zusammen.
Und er kämpfte.
Aber am Ende hatte er im Jahr 1915 die allgemeine Relativitätstheorie.
Der Letzte, mit der er arbeitete, war Hilbert.
Hilbert kam sogar 4 Tage vor ihm drauf - eine kleine Tatsache, die Sie vermutlich nicht kennen.
Aber ich denke, Einstein bewältigte den Großteil der schwierigen Arbeit.
Aber Hilbert war ein besserer Mathematiker als Einstein.
Das machte also Einstein weltberühmt.
Er war, als über Sonnenfinsternisse im Jahr 1920 gezeigt wurde, dass er recht hat, überall auf den Titelseiten.
Und er wurde eine Berühmtheit in der Form, wie wir ihn heute kennen.
Unter Physikern war er schon vorher berühmt, aber dies machte ihn in der Allgemeinheit bekannt.
Auch wenn das nicht notwendigerweise das ist, für das normale Menschen ihn heute kennen.
Wir denken immer an E=mc^2, aber dies machte ihn damals berühmt.
Gut, Astronomen sind ganz selten für Physiker nützlich, nämlich dann,
wenn wir manchmal Experimente machen, die zeigen können, dass Dinge in der Physik korrekt sind.
Das wurde vor Kurzem umso wahrer, fand aber im Jahr 1919 statt, als wir durch Beobachtung der Sonnenfinsternis bestätigen konnten,
dass die Lichtablenkung um einen Körper herum wie der Sonne in der Tat durch die einsteinsche Gleichung vorhergesagt wurde.
Und nicht durch beispielsweise eine modifizierte Version der newtonschen Physik.
Kurz nachdem dies gezeigt worden war, wurde die allgemeine Relativitätstheorie ein sehr beliebtes Thema
und Leute auf der ganzen Welt arbeiteten daran.
Vor allem Alexander Friedmann, der in St. Petersburg war.
Er war in der Lage, sehr schnell über diese Idee nachzudenken,
was passieren würde, wenn man ein Universum voll mit einer Art von Material hätte,
was die Lösung der allgemeinen Relativitätstheorie wäre.
Und er wird eine weitreichende Näherung durchführen, nämlich dass das Universum homogen und isotrop ist, das gleiche überall.
Es stellt sich heraus, dass dies, wie ich Ihnen gleich zeigen werde, eine weitreichende und sehr wichtige Näherung ist,
die in unserem Universum überall gültig zu sein scheint.
Diese Person hier, George Lemaitre, ein belgischer Mönch mit MIT-Abschluss, schrieb im Jahr 1927 eine Doktorarbeit.
Im Wesentlichen sagte er: Hier ist das expandierende Universum aus Friedmanns Gleichung, die er selbst herleitete,
mit Daten von Hubble und Slipher, die zeigen, dass das Universum expandiert.
Er zeigte dies Einstein auf der Solvay-Konferenz im Jahr 1927 und Einstein – dies war noch ein zu großer Schritt für Einstein –
sagte zu dem armen alten Lemaitre: "Ihre Mathematik ist gut, aber Ihre Physik ist fürchterlich."
Und deshalb ist Lemaitre, der das expandierende Universum im Jahr 1927 entdeckte und ableitete,
nicht so berühmt wie Hubble, obwohl er der Erste war.
Lemaitre machte weiter, und verstand, dass es irgendetwas wie das Uratom, den Urknall und viele andere Dinge geben müsste.
Ich denke, er war damals ein wenig ein Sonderling und die Menschen nahmen ihn vielleicht nicht so ernst, wie sie hätten sollen,
aber wir sollten ihn erst nehmen.
Also Friedmann ist das, was wir das Standardmodell nennen, Friedmann-Gleichung von 1923.
Und man kann im Wesentlichen ein paar Gleichungen aus der allgemeinen Relativitätstheorie nehmen.
Und wenn man dann annimmt, dass das Universum isotrop und homogen ist,
kann man es auf eine einzige Differenzialgleichung herunterbrechen, die sogar Astronomen recht leicht lösen können.
Es gibt ein paar Dinge dort, die ungewohnt sind.
Einen Skalenfaktor, das ist ein Maßstab zu jeder gegebenen Zeit des Universums,
und da es schwer ist, ihn absolut zu definieren, definieren wir ihn relativ.
Wir nennen ihn A genau jetzt, oder A zu irgendeiner gegebenen Zeit t, geteilt durch A Null, die Skala des Universums genau jetzt.
Es stellt sich heraus, dass wir dies außerordentlich genau über die Rotverschiebung messen können.
Sie ist im Wesentlichen direkt verknüpft mit der Rotverschiebung,
und daher können wir, wie ich schon sagte, das über die Zeit mit einer Genauigkeit von einem Teil in einer Million messen.
Die andere Sache, die hier drin steckt, ist Geometrie.
Die allgemeine Relativitätstheorie sagt aus, dass der Raum gekrümmt ist und wir müssen das miteinbeziehen.
Daher gibt es sogar 3 Lösungsfamilien, über die ich gleich sprechen werde:
Die +1, 0 und die -1 Lösungen, die geschlossen, flach beziehungsweise offen sind.
Und dann gibt es Rho, über das ich gleich sprechen werde, das die Dichte dessen darstellt, was sich im Universum befindet.
Damit bekommt man also eine Reihe von Lösungen, aber es gibt Wichtiges in diesen Lösungen.
Das eine ist die Hubble-Konstante, d. h. wie schnell das Universum jetzt expandiert.
Und sie ändert sich natürlich zeitlich, aber sie ist ein Bruchteil der Ableitung des Skalenfaktors.
Mit anderen Worten, sie sagt Ihnen, wieviel sich der Skalenfaktor in einer Zeiteinheit ändert.
Das ist der Grund, warum der Kehrwert als lineare Extrapolation das Alter des Universums angibt.
Wir denken, dass die Zahl in astronomischen Einheiten ungefähr 70 Kilometer pro Sekunde pro Megaparsec ist
oder der Wert eine relative Veränderung wie 1 geteilt durch 13 oder 14 Milliarden Jahre ist.
Es gibt etwas, das wir die kritische Dichte nennen.
Das ist die Dichte, wo das Universum von geometrisch geschlossen zu offen, flach übergeht.
Es ist also ein Universum auf Messers Schneide und kann in Wahrheit nicht exakt flach sein, aber es kann dem sehr nahekommen.
Und das hat einen Wert, wenn man diesen Wert der Hubble-Konstante einsetzt,
eine sehr niedrigen Dichte, ungefähr 9x10^-27 Kilogramm pro Kubikmeter.
Nun kann man sagen: Wir leben hier auf der Erde, wo die Dichte 5500 Kilogramm pro Kubikmeter beträgt,
also ist das Universum geschlossen.
Aber das ist nicht so, wir leben in einem sehr speziellen Teil des Universums.
Die Erde ist ganz anders als der Rest des Weltraums.
Der Weltraum ist sehr leer, und wie wir sehen werden, ist die Dichte des Universums sehr nahe an der kritischen Dichte.
Letztendlich verfolgen wir über diesen Parameter Omega,
der die Dichte des Universums geteilt durch diese kritische Dichte darstellt, wie viel Zeug es im Universum gibt.
Beispielsweise zeige ich Ihnen, dass die Dichte der Materie, die Schwerkraft erzeugt, ungefähr 30 % ist.
Also, Omega ist 0,3.
Aber es kann alles sein, es kann die Energie in der Form einer kosmologischen Konstante sein, es können Atome sein.
Und es kann etwas sein, über das wir sprechen werden, das dunkle Materie genannt wird –
Photonen, Neutrinos, alles was Energie besitzt, ist ausgedrückt als Teil dessen.
Gut, die Lösungen, wenn man nur Materie hat - das ist natürlich ein vernünftiges Universum,
das normale Materie mit Schwerkraft besitzt.
Dann kann man ein leeres Universum haben - das Universum bewegt sich im Leerlauf und wird größer und größer.
Man könnte ein Universum haben, das einiges Zeug enthält, also bremst es etwas, aber es wird im Lauf der Zeit immer größer.
Man könnte ein Universum haben, das schwer ist, eine größere Dichte hat als die kritische und ein endliches Volumen hat.
Und ist endlich in der Zeit.
Also fangen alle Universen mit dem Urknall an, aber nur dieses endet mit dem llankrU, dem Urknall rückwärts.
Verwandt durch die Geometrie, wenn man ein Universum hat, das unterschiedliche Formen annehmen kann.
Und wenn man an die Form eines Dreiecks denkt, dann haben sie diese Hyperkugel-Geometrie, das leichte Universum ist K=-1.
Kreisgeometrie K=+1 und dann einfach normale euklidische Geometrie und K=0.
Nun, wie machen wir das und führen dies als eine Messung durch?
Wir messen die Vergangenheit des Universums und sehen, wie es sich ändert.
Und das Universum ist natürlich sehr groß.
Und je weiter man schaut, umso weiter schaut man in die Vergangenheit des Universum,
weil Licht viele Jahre, Milliarden Jahre benötigt, um uns zu erreichen, wenn man weit genug schaut.
Wenn ich also ein Experiment durchführe, um die Hubble-Konstante in der Vergangenheit zu messen,
dann kann ich sehen, ob das Universum im Leerlauf ist,
oder ob es auf der anderen Seite dieser kritischen Linie ist, wo das Universum auf Messers Schneide ist.
Also, auf einer Seite gewinnt die Schwerkraft, auf der anderen Seite verliert sie.
Das wollten wir im Jahr 1994 tun, als wir unser Experiment starteten, um die Vergangenheit des Universums zu messen.
Was wir dafür benötigten war etwas wirklich Helles, das wir auf der anderen Seite des Universums sehen konnten.
Und die Natur gab uns etwas in der Form einer Supernova Typ Ia.
Also stellen Sie sich vor, sie hätten 2 Sterne, ein wenig größer als unsere Sonne.
Sterne die langsam ihre nukleare Energie verbraucht haben und ihre Kerne blähen sich auf.
Wenn sie ein nahes Doppelgestirn sind, dann wird der größere Stern Material an den kleineren abgeben.
Schließlich wird er sein meistes Material verloren haben, und entwickelt sich zu einem weißen Zwerg,
einem Gasball mit degenerierten Elektronen, der ungefähr das 0,6- bis einfache der Masse unserer Sonne besitzt,
alles verdichtet zu etwas von der Größe der Erde.
Man bekommt einen Planetennebel, so denken wir, den man sehen kann - es ist ein schönes Objekt in einem Teleskop.
Mittlerweile ist im Inneren des inzwischen größeren Sterns das ganze zusätzliche Material.
Er heizt auf und verbrennt sein Material schnell.
Er fängt an, zu expandieren und kann sein Material unter bestimmten Umständen an den weißen Zwerg abgeben
und dessen Masse wachsen lassen.
Und wie Chandrasekhar zeigte, wird es instabil, wenn man an einem Punkt des 1,383-fachen der Masse unserer Sonne ankommt.
Es stellt sich in der Praxis heraus, dass gerade bevor das Zentrum dicht genug wird,
damit Kohlenstoff zu fusionieren beginnt, und über etwa 1000 Jahre läuft der Prozess weg und dann: Bumm!
Die Fusion wächst exponentiell und die ganze Sache fliegt innerhalb etwa einer Sekunde in die ‚Luft‘.
Es verwandelt den Gasball von 1,4 Sonnenmassen in 0,6 Sonnenmassen Nickel 56 und eine Mischung von anderen Sachen.
Und dieses Nickel 56 ist hochradioaktiv, und seine radioaktive Energie wird über 21 oder 17 Tage oder so emittiert,
und man hat diesen unglaublich hellen Gasball, 5-milliardenfach heller als die Sonne,
den man bequem bis zu 10 oder 11 oder sogar 12 Milliarden Jahre in der Vergangenheit sehen kann.
Eine Gruppe in Chile, mit der ich für meine Doktorarbeit zusammenarbeitete, hat herausgefunden,
wie man mit diesen Supernovae-Entfernungen sehr genau messen kann.
Und das war das Schlüsselelement, das in den frühen 90er-Jahren entdeckt wurde,
und was jetzt noch zu tun bleibt, ist sie zu finden.
Teil der Entdeckungsreise ist es, ein Team auf die Beine zu stellen.
Und wie ich einigen heute schon erzählt habe, arbeitete ich, als ich 27 war, mit einer Gruppe von Leuten, meinen Mentoren,
um dieses Projekt zu starten.
Ich hatte keine Macht, ich hatte kein Geld, aber ich hatte Enthusiasmus.
Es stellte sich heraus, dass das genug ist, um in der Wissenschaft ein Team auf die Beine zu stellen.
Deshalb ist die Wissenschaft so großartig.
Wir starteten daher unser Team und der Schlüssel war, Supernovae zu finden.
Im Jahr 1994 haben wir 1000 2000 x 4000 Pixel Bilder aufgenommen - 1994 waren das eine Menge Daten.
Und innerhalb von 24 Stunden mussten wir die Nadel im Heuhaufen finden.
Das entsprach etwa 1 Objekt in jeweils 250 Bildern.
Dann schauen wir mal, ob wir eine finden können.
Hier ist ein Objekt, wir kennen es, weil wir einen Vorher/Nachher-Bildvergleich machen,
und indem wir den Vergleich machen, können wir sehen, was herauskommt.
Und hier mussten wir 1994 mit wirklich großen Datenmengen arbeiten,
und wir benutzten rudimentäre Algorithmen der künstlichen Intelligenz damals, die nicht sehr gut waren, wie ich sagen kann.
Inzwischen sind sie viel, viel besser.
Aber es war ausreichend, gut ausreichend mit einer Menge Hilfe.
Tatsächlich haben wir sie so gefunden: Wir gingen zu einem Teleskop in Chile.
Während die Daten vom Himmel fielen, mussten wir außerordentlich gut organisiert sein.
Und da ist Nick Suntzeff, der mir 1994 half, das Team aufzubauen.
Und man bekommt nur 6 Nächte im Jahr.
Und man benötigt 2 Beobachtungspaare.
Daher möchte man nichts falsch machen, weil man keine Teleskopzeit mehr bekommt, wenn man etwas falsch macht.
Und als die Daten hereinkommen, prüfen wir sie, prüfen und prüfen,
die Software scannt sie und versucht, die besten Kandidaten zu finden.
Aber sie findet viele Betrunkene, nein, nicht Betrunkene, findet viele Blindgänger.
Sie findet kosmische Strahlung, sie findet Asteroiden, und gelegentlich findet sie Supernovae.
Wir hatten buchstäblich ein Team an Leuten, die sich in Echtzeit über die Daten hermachten,
um zu versuchen, die Dinge zu finden, die am interessantesten sind.
Wir kamen zusammen und dann mussten wir die Daten nach Hawaii senden, wo das 10-Meter-Teleskop gerade gebaut worden war – Keck –,
weil es das einzige Teleskop auf der Welt war, das groß genug war, um ein Spektrum aufzunehmen.
So, hier haben wir dieses erstaunliche Teleskop.
Das sind Adam Riess und Alexei Filippenko dort, die ein Spektrum aufnehmen werden,
um die Rotverschiebung zu bekommen, und die sicherstellen, dass wir wirklich eine dieser Ia-Supernovae sehen.
Nach dreieinhalb Jahren dieser Arbeit sieht man, wie die Daten aussehen - so sehen unsere Daten aus.
Wir haben Rotverschiebung gegen hauptsächlich Entfernung, wo ich es offensichtlich gemacht habe, was hier passiert.
Jede Supernova ist ein Punkt darauf, und man vergleicht Nahes mit entfernten Objekten.
Und was sieht man?
Wir sehen, dass die entfernten Objekte nicht im unteren Teil des Diagramms sind, wo das Universum allmählich langsamer wird,
sondern im oberen Teil, wo die Dinge sich beschleunigen.
Das war also eine Überraschung und dann sagt man nicht: Heureka!
Man sagt: Oh je, wir haben dreieinhalb Jahre gebraucht, um die falsche Antwort zu bekommen, die uns niemand glauben wird.
Also verbringt man viel Zeit damit, seine Arbeit zu überprüfen und zu versuchen, es zu verstehen.
Dann passiert etwas Interessantes.
Da gibt es ein Team, das mit uns im Wettbewerb steht, ich sollte sagen, dass Steve Chu der Teamleiter war,
ich muss also sicherstellen, dass wir es gut bekannt geben, oder er wird mir später das Leben schwer machen.
Aber man ist mit dieser Gruppe in einem sehr starken Wettbewerb, und plötzlich merkt man,
dass beide zur selben Zeit dieselbe verrückte Antwort erhalten haben.
Das motiviert sehr stark, schnell zu veröffentlichen (Lachen), aber am Ende gab es 2 Veröffentlichungen, die publiziert wurden.
Und wir haben beide dieses verrückte Ergebnis erhalten.
Das heißt nicht, dass es richtig ist, wir könnten dieselben Fehler gemacht haben, wir verwendeten dieselbe grundlegende Technik.
Aber es gibt wenigstens etwas Rückhalt.
Und so bekamen wir auf der Basis dieser Veröffentlichung den Nobelpreis.
Hier sind wir, unser Team.
Sie werden bemerken, es sind 19 Männer in dieser Gruppe.
Das spiegelt mein Fach im Jahr 1993 wieder.
Die gute Nachricht ist, jetzt besteht meine Gruppe zur Hälfte aus Frauen - wir ändern uns, aber es braucht Zeit.
Natürlich auch das andere Team, unsere Konkurrenz.
Sie kamen von der Physik und hatten tatsächlich einige Frauen, was großartig für sie war (Lachen).
Ich meine das ernst, wir sollten uns schämen, dass sie in dieser Sache besser waren als wir.
Also, was ist die Ursache?
Einstein hat natürlich damals im Jahr 1917 die kosmologische Konstante in seine Gleichungen eingeführt.
Wahrscheinlich nicht aus guten Grund, aber er hat sie dort eingeführt.
Und diese Energie, die Teil des Raums ist, und man kann sich das so vorstellen:
Die kosmologische Konstante verursacht die Schwerkraft.
Sie hat einen negativen Druck, und dies verursacht, dass die Schwerkraft drückt und nicht zieht.
Konkret bedeutet das, das Zeug, das wir nun dunkle Energie nennen - nun, für uns war es erforderlich,
dass das Universum zu ungefähr 70 % aus diesem Zeug besteht, um unsere Antwort zu erklären,
die 30 % sind das normale Zeug, das wir gewohnt sind.
Wenn man also darüber nachdenkt, dass wir uns ein Model anschauen, das so aussieht:
ein Universum, das seine ersten 13,8 Milliarden Jahre damit verbringt, langsamer zu werden, und erst vor Kurzem beschleunigt hat,
und wir erwarten, dass es exponentiell expandiert.
Das wird das Universum laut Friedmann-Gleichung mit der kosmologischen Konstante tun.
Es ist diese komplizierte Bahn, dass das Universum das nicht tun sollte.
Wir leben in einem sehr spezifischen Ort, wo Dinge sich ändern.
Es ist ein merkwürdiger Ort.
Es hat uns ganz passend fast genau das gleiche Alter gegeben, es ist nur eine einfache Extrapolation innerhalb von 3 %.
Gut, sagen wir, wir machen eine weitere Messung.
Astronomen können sich Galaxien ansehen, es gibt Sonden der Schwerkraft.
Und natürlich kann man im Computer verschiedene Universen simulieren,
um zu sehen, ob ich von einem Anfang von expandierten Quantenfluktuationen ausgehend weitermachen kann.
Und dann sehen kann, wie das Ergebnis in der Struktur im großen Maßstab aussieht.
Dies hier ist eine solche Simulation, durchgeführt hier in Deutschland.
Man kann sehen, dass Galaxien beginnen, sich zu formieren, während die Schwerkraft die Strukturen kollabieren lässt.
Und dann sagt man: Lasst uns unser eigenes Universum machen und dann sehen, wie die Dinge aussehen.
Hier sind beispielsweise Daten, die wir in Australien aufnahmen.
Es gibt eine ähnlich große Studie, die ein paar Jahre später in den Vereinigten Staaten durchgeführt wurde.
Und man kann sagen: Modell 1, 2, 3 oder 4, welches davon sieht richtig aus?
Nun benutzen wir natürlich ein Powerspektrum, um die Daten statistisch zu quantifizieren.
Aber die Statistik zeigt sehr klar, es ist Model 3,
das interessanterweise tatsächlich den Materieinhalt 30 % Flachheit hatte, also Omega = 0,3.
Das können Sie also machen, völlig unabhängig von der kosmologischen Konstante dieser Messungen,
als ob sie nicht für diesen Typ von Messung existiert.
Sie erhalten also diese Messung von Omega Materie = 0,3.
Dies ist natürlich ein Problem, weil es ungefähr sechsmal mehr Materie ist, als mit vorhandenen Atomen begründet werden könnte.
Und dies generiert das uralte Problem der dunklen Materie.
Wo auch immer wir im Universum hinschauen, ob es Galaxien sind oder Galaxienhaufen,
es gibt immer mehr Schwerkraft als Atome, um sie zu erklären.
Dunkle Materie, wie können wir darüber etwas herausfinden?
Der kosmische Mikrowellenhintergrund ist wirklich das,
was uns die Durchführung von Präzisionsexperimenten im heutigen Universum erlaubt.
Dies sind im wesentlichen akustische Materiewellen, die im Universum nach dem Urknall herumschwappen,
und daher können wir sie uns anschauen und von ihnen lernen, wenn man sich das Universum als einen Teich vorstellt.
Wenn man einen Stein in einen See wirft, erzeugt man Wellen.
Je nachdem, ob der See aus Wasser oder aus Sirup gemacht ist, bekommt man unterschiedliche Wellen.
Und daher kann man tatsächlich die Wellenbewegung nutzen, um herauszufinden, wie das Universum aussieht,
weil der Urknall, diese Quantenfluktuationen, wie das Werfen von Kieselsteinen ins Universum ist.
Und dann lässt man die Wellen 380.000 Jahre lang herumwandern, bis plötzlich das Universum transparent wird.
Dann erhalten wir eine Momentaufnahme, können sie durchsehen und sagen, wie das Universum aussieht.
Nun kann man das machen und die Wellenbewegung für unterschiedliche Mengen an Atomen
und unterschiedliche Mengen an Gesamtmasse einschließlich der dunklen Materie machen.
Man kann das untersuchen, weil die Daten so verrückt gut sind und es ein Modell gibt, zu dem die Daten wundervoll passen.
Dies ist ein sehr kompliziertes Modell, es ist daher in der Lage, präzise zu sagen, aus was das Universum besteht:
6,5 Teile dunkle Materie - dunkle Materie ist das Zeug, das nur durch die Schwerkraft wechselwirkt - zu 1 Teil Atome.
Man kann sich auch die Tatsache zunutze machen, dass die Geometrie des Universums das Universum vergrößert oder verkleinert.
Und daher werden diese Dinge, je nachdem, in welchem Teil des Universums man sich befindet, größer oder kleiner erscheinen.
Und wenn man sich die Kurven anschaut, kann man sehen, dass die Geometrie einen großen Unterschied macht
indem sie Dinge so vergrößert, verschiebt.
Dunkle Energie und die Beschleunigung machen auch ein klein wenig aus, genug, um es tatsächlich auch ein wenig zu messen.
Also was hat man am Ende?
Nun, man hat ein Universum, das exakt flach aussieht, wenn man die Daten vergleicht.
Es ist innerhalb 0,5 % unter fast allen Annahmen.
Das Universum ist sehr nahe an Omega-Materie = 1.
Der kosmische Mikrowellenhintergrund sagt, das Universum ist flach - Omega ist 1.
Man hat 30 % Schwerkraft von den großmaßstäblichen Strukturen,
das ergibt im Wesentlichen ein Universum, das zu 70 % aus rätselhafter Materie besteht.
Dasselbe Zeug, die Supernovae, die man sieht, und die letzten Zahlen sind folgendermaßen:
Wir befinden uns in einem Universum, dass nur zu 5 % aus Atomen besteht, sowie 69 % dunkle Energie und 26 % dunkle Materie.
Es ist ein unordentliches Universum, das nicht so sein sollte,
wenn Sie ein Reduktionist wären und die Dinge einfach haben wollten.
Die Dichte des Universums - nun, wir kennen die Hubble-Konstante recht gut.
Sie ist nahezu 70 plus/minus ungefähr 3 derzeit.
Und daher haben wir ein Universum, das aus diesen Bruchteilen von Dingen besteht.
Aber man kann auch sehen, zum Beispiel wie viele Photonen es gibt.
Man erhält das von der Schwarzkörperstrahlung, die hat George Smoot gemessen.
Aber er sprach über Gravitationswellen, daher rede ich hier über Georges Nobelpreis.
Sie können sich auch Dinge wie Neutrinos ansehen.
Die beste Messung der Neutrinomasse, wenigstens der oberen Grenze der Masse, kommt derzeit von der Astrophysik.
Das macht vielleicht ein paar Physiker hier wütend.
Aber wenn man ein Universum voller Neutrinos hat, weiß man wegen der Physik im frühen Universum,
wie viele es davon im Vergleich zu Photonen gibt, wenn sie in Summe schwerer und schwerer werden,
dann hat das einen Effekt auf die großmaßstäblichen Strukturen.
Und derzeit sagen uns unsere Messungen der Galaxien, dass die Gesamtsumme der Neutrinomasse unter 0,25 eV liegen muss.
Unser kosmologisches Modell, nun, man beginnt mit diesen ursprünglichen Fluktuationen vom Urknall, Inflation.
Man hat ein Universum, das aus all diesem Zeug besteht,
und es stimmt im Wesentlichen mit jeder Messung überein, die wir im Universum gemacht haben.
Und dafür ist die Wissenschaft da, eine Theorie zu haben, die Dinge vorhersagt.
Nun gibt es ein paar Probleme, über die ich gleich reden werde.
Die einzige neu aufgekommene Problematik ist, dass Adam Riess, mein Co-Nobelpreisträger, jetzt die Hubble-Konstante
sehr genau gemessen hat und behauptet, dass es möglicherweise eine Diskrepanz zwischen dem lokalen Wert der Hubble-Konstante
und dem Wert gibt, den man vom kosmischen Hintergrund erhält.
Ich bin noch nicht sicher, ich würde sagen 50/50, vielleicht.
Es ist es wert, sich das genauer anzusehen, es benötigt zusätzliche Beobachtung und es ist eine sehr schwierige Messung.
Also, dunkle Materie, dunkle Energie, Inflation.
Das sind unsere 3 Probleme mit dem Model.
Wir wissen nicht, was Inflation ist; wir wissen nicht, was dunkle Materie ist; wir wissen nicht, was dunkle Energie ist.
Wir wissen, wie sie sich verhalten, wir wissen nur nicht, warum es sie gibt.
Die großen Fragen, die wir untersuchen müssen, sind: Was ist dunkle Materie?
Was ist dunkle Energie?
Warum haben Neutrinos eine Masse? - Das ist auch interessant, wenn auch nicht gerade Astrophysik.
Warum ist das Universum nicht ausschließlich mit Photonen angefüllt?
Die Gleichungen des frühen Universums sagen, dass alles hätte vernichtet werden sollen,
es sollten keine Atome oder dunkle Materie mehr da sein.
Was ist dunkle Materie?
Und was ist die Inflation?
Nur um Ihnen ein Gefühl dafür zu geben, wie Astronomen das beantworten können, was undenkbar scheint –
wie kann man herausbekommen, was passierte, als das Universum 10^-35 Sekunden alt war?
Nun am Südpol hatten wir eine kleine Aufregung im letzten Jahr, als etwas gemessen wurde,
was man für die Aufprägung der Gravitationswellen auf dem kosmischen Mikrowellenhintergrund durch sogenannte B-Modi hielt,
die im Wesentlichen das Kreuzprodukt der Polarisation sind - sehr aufregend.
Unglücklicherweise ist es eine schwierige Messung, weil das Universum mit Staub gefüllt ist, der auch polarisiert ist.
Hier ist die Teilmessung, und es ist die Polarisationsmessung.
Sie schauten auf dieses Gebiet, und es stellte sich heraus, dass die Polarisation dort stärker war als ihr Signal.
Sie sollten sich also schämen? - Nein.
Vielleicht hätten sie keine Pressemeldung herausgegeben sollen.
Aber es ist gut, dass sie dort draußen sind und versuchen diese Messung zu machen.
Dies ist bedeutungsschwer, weil wir, falls und wenn wir dies messen, einen Grenzwert bekommen für die Zeit,
als das Universum 10^-35 Sekunden alt war, und damit unsere größte Chance zu verstehen, was Inflation ist und was der Urknall ist.
Ich schließe dies nun mit meiner Meinung nach Einsteins bestem Zitat:
„Wenn wir wüssten, was wir täten, hieße es nicht 'Research' (nochmal suchen), oder?“
Eine großartige Antwort, wenn Ihr Politiker Sie fragt: „Was um alles in der Welt machen Sie?“
Sagen Sie ihm das.
Vielen Dank!
(Applaus)