Cosmology (2012) - This Mini Lecture introduces you to fundamental theories of the origin, evolution, and structure of the universe.

In simple terms, our universe can be compared to a balloon. Until the early 20th century many scientists believed that the universe had always existed and was unchangeable. As if the balloon had always been inflated. However, when Einstein first worked on his theory of relativity, he found out that the gravitational forces meant the universe was actually collapsing. The balloon was contracting. The problem Einstein had in 1917 when he tried to solve cosmology was the following. It showed that the universe should be in motion. And so he invented something: the cosmological constant. And this was a term which could offset matter in the universe and Einstein thought stabilize the universe against collapse or expansion. It turns out it doesn’t work mathematically. The equation still remain unstable. And so it was a mistake. Shortly after, the Russian scientist Alexander Friedmann tried to solve Einstein’s field equations. In 1925, he demonstrated how the universe stays stable without any cosmological constant – only if it keeps expanding. Independently of Friedmann, the Belgian George LeMaitre worked on the equation as well. With the help of older observations, he found first indications that distant objects are moving away from our galaxy. Therefore, expansion would have to be the right solution! However, according to LeMaitre, if the universe was expanding, it must have had an origin. The balloon therefore must have been empty once. In 1929, Edwin Hubble discovered that the further away galaxies are, the more the wave lengths of the spectrum shift towards red. Hubble not only confirmed the expansion of the universe but also LeMaitre’s discovery: that the universe had an origin. Later, this observation was to be called the Big Bang Theory. And so, if you look back in time, you are going to have a time when the universe was both very hot and dense. And hot and dense is like the centre of the sun. It’s a nuclear reactor. So one of the first things we could do with this model is to go through and predict, how much stuff should have been synthesized in the early universe. The development of the universe is divided into several time periods. It all started with the inflationary phase: While cooling down and still expanding after the explosion, the universe filled up evenly with an enormous amount of hot energy. When it further expanded and cooled down, elementary particles und forces crystallized out of the hot energy sea. Then nuclear particles crystallize out of the elementary particles, particularly neutrons and protons. Much later, the universe had expanded and cooled down enough for its temperature to have decreased from nearly infinitely high to just below the temperature of our sun. When protons and bigger nuclides caught the electrons, they formed the first atoms. At this time the universe became transparent and photons could travel across the universe. This is the earliest stage of the universe that we are able to observe through our telescopes. It can be seen as a hot plasma surface being so far away that the light is red shifted into a microwave spectrum. By measuring a constant, namely fossil radiation in the sky, Arno Penzias and Robert Wilson discovered the Cosmic Microwave Background (CMB). If you look at the Cosmic Microwave Background, back when the universe was 11 hundred time smaller, then you’re looking back about 13.7 billion years. That’s about as far as you can see, because the beginning of time is beyond that, but it is shrouded, the same way the centre of the sun is shrouded from us by the plasma of the sun. So we see the surface of the sun. And we only see inside of the sun by using sound waves, that make it to the surface of the sun. Likewise we only see earlier than the Big Bang by using sound waves that come from earlier than the Big Bang and make it to the surface of our scattering, the photosphere of the sun and then we can interpret that the same way you get an ultra-sound and you turn that into a visual picture that you can use. For their proof of the CMB the two Americans received the Nobel Prize for Physics in 1978. John Mather and George Smoot, both astrophysicists, later worked on a satellite at NASA that was able to visualize this so called Black Body Radiation. The result, the Cosmic Background Explorer COBE examined the CMB to cast a new light on the past of space. It provided evidence for small anisotropies that had developed on the CMB due to temperature fluctuations. spectrum. And we also measured the map of the radiation and we found out that it had hot and cold spots. There are now more scientific papers written about those hot and cold spots than there are spots on that original map. After becoming transparent, there was a period where the universe was filled by a cold gas and no star has yet formed. This time is therefore called the dark age of the universe. To form the huge cosmological structures like galaxies and galaxy clusters the still rather isotropic cold gas had to agglomerate. The most important component for the development of these structures is dark matter. Usual matter can be seen as bright stars and galaxies or when reflecting their light. Dark matter is completely transparent to light. So looking at a region full of dark matter will appear dark. Dark matter is almost five times more abundant than usual matter. The stars, galaxies and galaxy clusters all swim within an invisible gravitational sea of dark matter. Turns out we also had this issue that trying to make galaxies form we couldn’t do it just with atoms. We needed something else. And we called that cold dark matter, or dark matter. We need this stuff not to interact with atoms. It really needs to only interact by the weak force to make it work. It gives the structural formation of the universe via gravity and it’s consistent with the idea that when we look at galaxies we don’t see material to explain the gravity we see out of large distances. The outcome of the Millennium Simulation in 2005 confirms that the cosmic structures of galaxy clusters developed with the aid of the dark matter from the initial fluctuations found in the CMB. 5 billion years from now, the universe will enter its last phase. In 1988, the three scientists Saul Perlmutter, Brian Schmidt and Adam Riess discovered an accelerating expansion of the universe and shook the very foundations of cosmology. In 2011, their work was rewarded with a Nobel Prize in Physics. We would like, and this is top priority for both Europe and the United States, to continue to measure better the acceleration process. We know pretty well what the acceleration is nearby. We would like to know the history of the acceleration. As you go farther back in time, the acceleration is smaller relative to the expansion rate that already occurs. It’s only in the last 5 billion years that the acceleration has been dominant. Nevertheless we would like to know the entire history of the acceleration because then we would be able to say whether that W-parameter that he showed in his equations is actually a constant. No one can prove that it is a constant. We are right now assuming that it is a constant. The acceleration can be explained by a mysterious dark energy, which makes up more than 70% of the total amount of energy in the universe. Ironically Einstein’s cosmological constant is also able to explain this phenomenon. Although both dark matter and dark energy remain a mystery, one thing is for sure: They will have great influence on our future understanding of the universe.

Einfach gesprochen kann man das Universum mit einem Ballon vergleichen. Bis in das 20. Jahrhundert hinein glaubten viele Wissenschaftler, dass das Universum schon immer existiert hätte und unveränderlich sei. So als ob der Ballon schon immer aufgeblasen gewesen wäre. Als Einstein jedoch an der Relativitätstheorie arbeitete, kam er zum Schluss, dass sich das Universum wegen der Gravitationskräfte kontrahieren müsste. Der Ballon zog sich zusammen. Als Einstein 1917 sich daran machte, die Kosmologie allumfassend zu erklären, stand er vor einem Problem: Es stellte sich heraus, mit Hilfe dieser Variable, konnte er die Verteilung der Materie im Universum so berechnen, dass es sich vor einer Kontraktion oder Expansion bewahren ließ. und nach Einsteins Ansicht sollte damit auch das Universum vor einer Expansion oder Kontraktion bewahrt sein. Aber es stellte sich heraus, dass der Ansatz mathematisch nicht zu halten war. Die Gleichung blieb instabil. Also lag hier ein Fehler vor. Kurz danach versuchte sich der russische Wissenschaftler Alexander Friedmann an der Lösung von Einsteins Feldgleichungen. 1925 zeigte er, wie das Universum stabil bleiben kann ohne die Verwendung einer kosmologischen Konstante - solange es nur expandiert. Unabhängig von Friedmann arbeitete auch der Belgier George LeMaitre an der Gleichung. Unter Zuhilfenahme von älteren Beobachtungen fand er Anzeichen dafür, dass sich entfernte Objekte von unserer Galaxie weg bewegen. Somit wäre die Expansion die korrekte Lösung gewesen. Nach LeMaitre musste das Universum aber einen Ursprung haben, falls es expandiert. Somit muss also der Ballon irgendwann leer gewesen sein. Edwin Hubble entdeckte 1929, den Zusammenhang zwischen Distanz und Rotverschiebung. Hubble bestätigte nicht nur die Expansion des Universums, sondern gleichzeitig auch LeMaitres Entdeckung: Das Universum muss einen Ursprung haben. Später wurde diese Beobachtung als Urknall-Theorie bekannt. Wenn man also in die Vergangenheit zurücksieht wird man in einen Zeit gelangen, in der das Universum sehr heiß und dicht war. Heiß und dicht ist auch der Kern der Sonne. Er ist ein nuklearer Reaktor. Eines der ersten Dinge, die wir mit so einem Model anfangen könnten, wäre die Frage wie viel Masse produziert wurde in der Frühzeit des Universums. Die Entwicklung des Universums ist in mehrere Abschnitte unterteilt. Alles begann mit der Ausdehnungsphase. Bei gleichzeitiger Abkühlung und Ausdehnung unmittelbar nach der Explosion, füllte sich das Universum gleichmäßig mit einer unvorstellbaren Menge an Energie. Durch das weitere Ausdehnen und Abkühlen kristallisierten sich Elementarteilchen und -kräfte heraus aus diesem buchstäblichen Meer an Energie. Danach kristallisierten sich die Kernteilchen aus den Elementarteilchen heraus, besonders Neutronen und Protonen. Viel später war dann das Universum soweit ausgedehnt und abgekühlt, dass seine Temperatur auf einen Wert knapp unterhalb der Sonnentemperatur fiel. Als Protonen und größere Kerne Elektronen einfingen, formten sie die ersten Atome. Von da an wurde das Universum transparent und Photonen konnten sich im Universum bewegen. Dies ist das früheste Stadium des Universums, das wir mit unseren Teleskopen beobachten können. Es kann somit als ein heißes Plasma in großer Entfernung angesehen werden, wodurch das Licht eine Rotverschiebung zum Mikrowellenspektrum erfährt. Arno Penzias und Robert Wilson entdeckten die kosmische Hintergrundstrahlung durch die Messung einer Konstanten aus der "urzeitlichen Strahlung". Sieht man sich die kosmische Hintergrundstrahlung an als das Universum nur ein 1100-stel seiner jetzigen Größe hatte, so sieht man 13,7 Milliarden Jahre in die Vergangenheit zurück. Weiter zurückblicken kann man nicht. Denn der Anfang der Zeit, der jenseits davon liegt, ist verdeckt, so wie auch das Zentrum der Sonne von Plasma verdeckt ist. Wir sehen nur die Sonnenoberfläche. Und wir können nur zum Kern der Sonne hinblicken, indem wir Schallwellen nutzen, die die Oberfläche der Sonne erreichen können. Genauso können wir nur in frühere Stadien nach dem Urknall zurückblicken, wenn wir Schallwellen nutzen, die früher (als das Licht!) nach dem Big Bang entstanden waren und die es schaffen bis zur Streuebene der Photosphäre der Sonne zu gelangen. Diese Signale können wir dann wie übliche Ultraschallaufnahmen visualisieren und auswerten. Für die Entdeckung der kosmischen Hintergrundstrahlung erhielten die beiden Amerikaner 1978 den Nobelpreis für Physik. Die beiden Astrophysiker John Mather und George Smoot arbeiteten später bei der NASA an einem Satelliten, der diese sogenannte Schwarzkörperstrahlung visualisieren konnte. Das Ergebnis ihrer Arbeit war der Cosmic Background Explorer (COBE), der über die Untersuchung der kosmischen Hintergrundstrahlung Erkenntnisse über die Vergangenheit des Universums zuließ. COBE bewies die Existenz von kleinen Anisotropien, die in der kosmischen Hintergrundstrahlung durch Temperaturschwankungen ausgelöst wurden. Wir erstellten auch eine Karte der Strahlung und es zeigten sich heiße und kalte Regionen. Es gibt mittlerweile mehr Aufsätze, die über diese heißen und kalten Regionen geschrieben wurden als es heiße und kalte Regionen auf der ursprünglichen Karte gibt. Nachdem das Universum transparent wurde, füllte es sich zunächst mit einem kalten Gas. Sterne hatten sich zu diesem Zeitpunkt noch nicht geformt. So wird diese Zeit auch das Dunkle Zeitalter des Universums genannt. Um diese großen kosmischen Strukturen zu bilden, zum Beispiel Galaxien und Galaxienhaufen, musste sich das immer noch eher isotrope kalte Gas verdichten. Die wichtigste Komponente für die Entstehung dieser Strukturen ist die Dunkle Materie. Für gewöhnlich kann Materie in Form von leuchtenden Sternen oder Galaxien gesehen werden, oder wenn sie Licht reflektiert. Dunkle Materie ist vollkommen durchlässig für Licht. Dadurch erscheint eine Region voll von Dunkler Materie stets als dunkel. Dunkle Materie ist etwa fünf Mal so häufig wie normale Materie. Sterne, Galaxien und Galaxienhaufen schwimmen regelrecht in einem unsichtbaren Schwerefeld von Dunkler Materie. So ergab sich das Problem, dass wir uns nicht allein auf Atome verlassen konnten, um Galaxien zu formen. Wir brauchten noch etwas anderes. Und wir nannten dieses etwas Dunkel Materie. Dieses Zeug sollte nicht mit den Atomen wechselwirken. Sondern ausschließlich mittels der schwachen Wechselwirkung, um den gewünschten Effekt zu erzielen. Es bildet die Strukturen des Universums mittels Gravitation. Und es bestätigt den Ansatz, dass wir nicht so viel Materie sehen, wie wir erwarten aufgrund der Gravitation einer Galaxie. Das Ergebnis der Millennium Simulation 2005 bestätigt, dass die Galaxienhaufen sich durch Dunkle Materie und unterstützt durch kleine Dichteschwankungen in der kosmischen Hintergrundstrahlung bildeten. In 5 Milliarden Jahren wird das Universum in seine letztes Stadium eintreten. 1988 entdeckten Saul Perlmutter, Brian Schmidt und Adam Riess eine beschleunigte Ausdehnung des Universums, was die Grundfesten der Kosmologie regelrecht erschütterte. 2011 erhielten sie dafür den Nobelpreis. Wir möchten den Beschleunigungsprozess noch exakter erforschen und messen. Dies ist ein sehr wichtiges Anliegen sowohl für Europa als auch für die Vereinigten Staaten. Wir kennen den momentanen Stand der Beschleunigung recht gut. Aber wir möchten auch die Vergangenheit der Beschleunigung erforschen. Je weiter man zurückgeht, desto geringeren Anteil hat die Beschleunigung. Nur in den letzten Denn nur so werden wir wissen, ob der w-Parameter in dieser Gleichung eine Konstante ist oder nicht. Niemand kann beweisen, ob es eine Konstante ist. Wir nehmen es lediglich an. Eine geheimnisvolle Dunkle Materie, die 70% der gesamten Energie im Universum beinhaltet, könnte die Beschleunigung erklären. Ironischerweise kann auch mit Einsteins kosmologischer Konstante dieses Phänomen erklärt werden. Obwohl Dunkle Materie und Dunkle Energie ein Mysterium bleiben, so ist doch eins sicher: Sie werden unser zukünftiges Verständnis des Universums stark beeinflussen.