I’m going to ask if I can get the lights lower on at least that screen and the corner ones
because I want to show you a couple of movies and they’re dark because the universe is dark.
So, we’ll see what we can do.
You got an introduction to the physics and the theory behind their ideas of the Big Bang and the universe.
And you got a description from John about some of the instrumentation.
I’m going to tell you something about some of the maps we’re making to give you some kind of coherence.
And I try to put some languages on here.
But talking about studying the overall evolution of the universe,
it turns out when you’re mapping in space you’re mapping in time and we’ll come to that.
What we’re happy to do is what John was pointing out, we have a theory,
we have large computer simulations and we need to compare the actual universe with those simulations.
Both at the present time and back in the past to see that we understand things.
And so I make an analogy here to CSI that this is cosmic scene investigation instead of crime scene investigation.
But as scientists we’re doing basically forensics.
We’re actually trying to reconstruct what happened in past events by looking at the relics
that are left over from creation and from the evolution of the universe in order to try and understand
what happened at the major event, the Big Bang and the evolution that happened since then.
And so we use a lot of the same kinds of tools.
So we have many tools.
John talked to you about the Hubble Space Telescope.
And it’s one of the things that give us an idea.
And so when I say they’re relics from the universe.
What we mean is this whole hall, all you and this Hubble deep field picture of all the galaxies.
It’s for me quite an interesting picture because when I was young we had pictures of individual galaxies
but we didn’t have a large field like this.
This picture is interesting because you don’t see very many stars in this picture, you see galaxies.
You see about 2,000 galaxies.
If you have the full frame, you actually can see 4 stars.
They have the little diffraction across here from the support.
So you have a little plus sign on each of the stars.
It’s hard to find the stars but you can see a lot of galaxies in here.
And you see some galaxies like this elliptical galaxy or this spiral galaxy, or those spiral galaxies.
They’re kind of yellow colour.
They’re kind of very similar to the sun.
But you see around them much smaller galaxies but they’re white and blue.
And as Brian and John told you, we know the universe is expanding.
The light from more distant objects should be shifted more to the red.
And yet these more distant objects, they’re whiter and bluer than the nearby objects.
That is telling us that those galaxies were much hotter.
We know now that there was lots of star formation and so forth going on.
And big bright stars were being formed, very hot stars.
But the picture...
The kind of thing that you have to ask is as a cosmologist: How are you going to explain where those galaxies
and where those stars came from?
And what caused them to come into being?
But the second part of the question is the following.
This picture is extremely small part of the sky.
The Hubble is a wonderful instrument but it has a very narrow field of view.
And it takes at least 40 pictures to get a picture of the moon with the telescope.
So if you actually do the census 1 or 2 ways.
Just count how many little pictures there’d be on the sky
or just say how many stars are there in our galaxy which is roughly 400 billion.
And how many galaxies can I see per star?
Either way you get that in the visible universe there should be something on the scale of 100 billion galaxies.
So if you’re making the universe, why would you make so many galaxies?
So now I do a test and see if the movie will come on.
So the other reason that we do this is so we can make wonderful movies.
And so I’m going to show you a commercial movie made in 1997.
And this is by, you guys will appreciate, this is a movie about, inspired by Carl Sagan,
but it’s about a scientist who is searching for extraterrestrial signals and she finds them.
And it turns out that in this scenario the message is the instructions on how to build a machine to come visit.
And after a lot of machinations she ends up being the one to go visit the foreigners.
So this is a very dark picture because the universe is dark.
But hopefully...
Turn the volume down.
You will see the edge of the earth.
This is our intrepid explorer.
She’s like bright as the sun.
So this is why I was asking for the lights to be lower.
I promise to stand over here in the light if you keep them low.
So this is our SETI going by the moon.
And she gets to take a nice trip.
She gets to explore the whole solar system.
There’s Mars and there’s the asteroids.
I hope you guys can see them.
There’s one of the moons of Jupiter.
There’s Jupiter and its giant red spot.
You can see it’s a hurricane, it’s actually going around.
You’ll see some more moons of Jupiter.
We had all these pictures already by 1997 because we’ve had...
The age of planetary exploration had already begun.
We had great pictures both from Hubble and from ground based telescopes but then from satellites.
Now we’re going through the rings of Saturn.
We actually sent probes through the rings of Saturn.
And then we get a little further out and it’s going to be hard to see on the screen,
at least from my point of view, because of the light.
You will actually see the Oort cloud, the Kuiper belt, no, Oort cloud which is sort of the debris from the beginning of,
when the formation of the earth and it’s still out there.
A very large reservoir of material that makes comets and icy dusty material.
Now you see the neighbouring stars.
We’re going to have to pick up speed because Lars will come up here and kick me off the stage.
So, this is one of the early Hubble pictures.
This is called "The Pillars of Creation".
This is a large gas and dust cloud which the dust helps it form into stars.
And the stars are so bright and so hot they blow the dust and the gas into these pillars.
They do a sort of a phase separation, ionise region and so forth.
So it comes out a very spectacular question but also because they’re very bright stars
and it makes this very nice structure and beautiful colours.
And now we’re getting a little further out.
And so we have the French impressionist version of our galaxy.
This is our own galaxy with the central bulge and core and then the spiral arms.
And then we get to go through another galaxy.
So, it’s really nice.
The planets all lined up.
The galaxies are lining up so that our SETI, you know scientist, is getting a great trip.
Gets to go through another galaxy.
And you’ll notice there’s a lot of galaxies out here.
So, this picture was made by taking pictures from Hubble and from other telescopes
and just pasting them together and we get really fast.
The mean distance between galaxies is more than 2 million light years.
And so if you can’t guess, that’s Jodie Foster who played the...
So they put her in a room so she can talk to the aliens.
Ok. So, it’s very important that we be able to communicate our work to the public.
Therefore it’s very good that we can make these lovely movies.
And I will show you at the end...
If I don’t get kicked off the stage, I will show you a movie we made just about a year and a half ago
which is made from relatively new material.
And it’s not all made up, it’s... whatever.
So we have a primary tool in order to be able to compare our observations with our theoretical models.
And that’s the fact that when we look out in space, we look back in time.
The speed of light is very fast.
You’d never have turned out the light switch and got in bed before the lights went out if you have instantaneous lights, right?
It’s something on a human scale that’s very fast.
But on the scale of the universe we’re used to the fact that light seems to come to us very fast from the solar system.
But already when ships were being navigated in the exploration of the earth, you know,
finding the continents and finding all the islands and lands on the earth.
That people had to make corrections for the speed of light in order to use the moons of Jupiter to tell where they were.
Right.
Just the fact that the distance between us and Jupiter changed enough that it affected that.
And that’s because the light travel time from Jupiter is about 40 minutes
and so depending on what side of the sun we are relative to Jupiter that time can change.
But that’s still not very long.
Right.
If you take a picture of the sun, the sun 8 minutes ago, you don’t care about that except it happens to be a solar max now.
So if a big flare goes off, you want to know how much warning do you have before the flare hits the earth.
Say if you were planning an airplane flight and it’s a super flare,
you might consider that the transportation is disrupted or something.
So one of the exercise problems I will give to the students in a master class, if they’re interested,
is to calculate how long the flare takes to get here from the time you see it.
But I’ve had my grad students do that calculation just before they were flying.
But if you look sort of locally, you don’t notice the effect too much.
But if you take say the 15 year stars, the light travel time is about 10 years, so that’s pretty long on your time scale.
If you had to wait 10 years for a photo to develop, you would notice that.
So if you take an image of a planet around a nearby star, you're not seeing the planet at the present day.
You’re seeing it the way it was 10 years ago.
And a typical star in our galaxy is between 1,000 years and 100,000 years.
But if you look to Andromeda galaxy, if you were at the Lindau meeting in the Andromeda galaxy
and one of the Nobel laureates had gotten super funding and got the biggest telescope in the world,
the 40 metre telescope in space.
And he’s taking a picture of the earth.
What would the earth look like?
A picture that was taken during the Lindau meeting that’s going on simultaneously.
Well, the answer is it would show the earth 2 million years ago.
There would be no evidence of mankind, no great wall, no buildings, no lights of the cities at night.
So one of the questions you ask when you’re doing a search for artificial intelligence or real intelligence
and other life on other places.
You know. Is the light travel time going to...
Say, you’re going to miss an environment where you would have seen an advanced civilisation
because you could see its lights on the planet at night.
You wouldn't see the lights of the Earth at night even from as close as Andromeda.
So, you’re only going to be searching in your local galaxy, in your local neighbourhood in order to see these kinds of phenomena.
But if you go out to a typical galaxy, you’re talking 100’s of millions of years to billions of years for the light travel time.
And if you go out to look at the cosmic microwave background, back when the universe was 1,100 times smaller,
then you’re looking back about 13.7 billion years.
And that’s about as far as you can see because the beginning of time is beyond that.
But it’s shrouded the same way the centre of the sun is shrouded from us by the plasma of the sun
so that we only see the surface of the sun.
And we only see inside the Sun by using sound waves that make it to the surface of the sun.
Likewise we only see earlier in the Big Bang by using sound waves that come from early in the Big Bang
and make it to the surface, all as gathering the photosphere of the Sun.
And then we can sort of interpret that the same way you get an ultrasound and you turn that into a visual picture you can use.
So, the goal that we have is to measure a series of spherical shells around us.
And each of those gives us a sample of the universe at different stages.
So, John was talking about photographing a stadium of people or usually I give the analogy:
You go to like... The University of California has these agricultural stations where they’re studying forestry.
And they’ve planted some trees 10 years ago, you know, and so many years ago.
So you have a choice.
You go to the old mature forest and you get a sample of what everything looks like, you know, averaged over.
Or you can go and look at the trees that are 1 year old and 2 years old and so forth.
And they’ve been doing that for about 30 years.
So you have a sample of trees 1 year apart that you can compare.
Here we can get a sample of the universe, you know, sort of a million years apart or 100 million years apart,
depending on what kind of scale we’re looking at.
So we can hope to take our model of the universe, run our computer simulations and then take a spherical shell
and compare that spherical shell against the prediction of what the universe should look like at that epoch.
Now one of the issues then is we would like to map space and time.
That is take the synthesis and measure the properties of the various things we find at different space and time.
And that’s our major project in cosmology to do that, to compare against observations and make sure we understand it.
But with some places we’re able to do really good surveys and I’ll show you some examples.
And other places we’re just beginning with the technology.
And so John showed you an example of how we would use the red shift at 21 centimetre line,
that’s the 1,420 megahertz rest frequency for hydrogen.
Using that to try and go forward.
There are other things that we’re trying to do.
I’m working on a project now that use gamma ray bursts as a probe of the early universe.
Ok. So here’s the concept.
We live in a spiral galaxy, right?
So here’s our spiral galaxy.
We live in an arm of the spiral galaxy so the centre of this sphere is supposed to be centred around us.
Just because we’re going to see the universe by using light.
That’s the primary way we get information from the universe.
Probably 99, 99½% of the information we get about the universe comes through light.
And so we look at it through a series of spheres.
And around us we see what are sort of modern day or the present kind of evolved galaxies.
The spiral galaxies, the elliptical galaxies that are pretty much evolved.
If we look out to a further distance we will see galaxies that are very irregular shaped.
Some of them are small.
They’ve usually inferior star burst activity.
And what you’re also seeing are small galaxies merging to be larger galaxies.
So this is one of the problems that I always argue with some of my colleagues about.
Is if you are using galaxies to measure the universe, galaxies are not like electrons.
They’re not everyone identical, can interfere with each other, therefore very standard.
Galaxies are very different from one to another, but galaxies number density is not conserved.
The galaxies actually merge.
And one of the arguments we have is: Are dark matter halos relatively conserved?
And even there there’s some merging going on.
But there you have a somewhat better argument.
So our picture about the cosmic spheres of time is: If you imagine this situation
where there’s roughly 100 billion galaxies inside of our local visible volume, right.
Now if you happen to live on a galaxy out here in the modern time, you’d have another sphere around you.
So we’re not that we have a special case, we just make the map where it’s convenient for us to look
because we’re using light.
And concentric spheres around us is their natural forms.
So, there is the beginning of time.
There is the 370,000 years afterwards when we began to see the acoustic waves and the variations in density
and the surface of the cosmic microwave background, the photosphere of the universe.
And then there’s a period we call the dark ages before stars and galaxies are formed and beginning to emit light on their own
in the form of the visible kind of wavelength range and the ultraviolet wavelength range.
And then we see those stars and galaxies forming and they evolve both enriching the metallicity of the universe,
that is the heavier elements, the things like carbon, nitrogen, oxygen, silicon, iron, the things we find in this room.
They’re getting to be formed some time during this period.
And there’s even arguments about when the r-process elements go on, whether that happens before a red shift of 4
or it doesn’t happen till a red shift of 3 or so.
But we know all the way back to a red shift of at least 6 we have, and probably 8,
that we have plenty of star formation going on and plenty of burning of the hydrogen, helium to heavier elements.
Then we have the more modern things where we’re eventually having a lot of planetary systems
and a lot of other activities including the formation of our own.
And as John mentioned we’ve had 3 CMB missions to map that beginning period of the universe.
The COBE satellite that John and I worked on together where we made the discovery of the anisotropies
and measured the black body shape knowing it was the relic radiation.
So this is the rough scale at which COBE was doing, launched in 1989.
And launched in 2000 was the WMAP which had much better angular resolution but it had,
in order to have enough wavelengths to get rid of the signal from our own galaxy,
it had to be merged with longer wavelengths and so it degraded silently.
And then the Planck satellite which we launched in May of 2009 has been taking data
and has a series of papers coming out on intermediate results.
And sometime in the winter or spring we’re going to come out with the cosmology results
where we’re anticipating maps with this kind of resolution all the way.
And also fairly good polarisation information, that’s what these smudgy lines are shown as.
And so the Planck satellite has taken over.
And so this is a little movie of the Planck satellite.
And it’s launched out, everyone’s favourite place now, the Earth-Sun LaGrange point 2 where the combined gravity
of the Earth and the Sun make a co-orbit with the Earth so everything stays at a nice line,
so you can point towards the Earth and the Sun at the same time and look at 90 degrees and look at the signal coming in.
So we’re not painting the sky, the sky is illuminating the detectors.
So there’s supposed to be light going into the detectors.
And there we’re mapping the sky.
And as it orbits around you get eventually the full sky coverage and so forth.
And so what you can see here is our own galaxy showing up as this white band coming across diagonally here
because its 62.6 degrees to the plain of the solar system.
And when we rotate it to the galactic coordinates, you see the galaxy here, you see the cosmic microwave background off there.
You have to remove the short wavelengths signals in order to see it.
And here it’s when visible.
Here we are back in that kind of system.
That’s what led us to this kind of a position where we have this concept.
So we have a sphere that we can see around us today.
This is a slice of that sphere.
And then this is the radius of the sphere going back in time
and you see during this more recent epoch we’ve been having acceleration.
That the radius of the sphere is getting bigger.
But it’s getting bigger at a faster rate.
Before it was getting bigger but at a slowing rate.
And during this time is when we actually had the formation of the first stars.
Roughly 400 million years after the Big Bang, the first stars and the first galaxies are beginning to form.
And they’re evolving till eventually you're getting to fairly evolved galaxies.
Our solar system is forming roughly in this epoch.
And then the dark energy or whatever is causing some of the expansion becomes to dominate.
And we start to pick up speed.
And we’re moving asymptotically towards the accelerating phase.
Unless we have another phase transition or some new material comes to dominate.
And so if you go backwards in time, you eventually get back to when the universe was 1,000 times smaller.
So this is clearly a logarithmic plot, right.
So, this is when the universe was roughly 1,000 times smaller.
This is when the universe is roughly 10 times smaller.
And we think this kind of effect is going on.
And that’s when we’re making the map of the cosmic microwave background.
There was still deceleration going on for some time.
But before that we believe that there was this period of inflation or accelerating universe.
And if we go back far enough, everything, all the 100 billion galaxies
that exist in the present epoch we believe they were back in the region that was much smaller than an atom.
And in which case quantum mechanics was extremely important.
And it’s these quantum mechanical fluctuations as John mentioned that are stretched by inflation, made real,
stretched by inflation till they get to the point that they eventually become our galaxy or a cluster of galaxies.
Depending on how quickly, how early they came and evolved outside the horizon.
They get stretched to different scales.
But what we’re actually sort of calculating is: During this phase of inflation the universe expanded by at least as much
as it expands in the period ever since.
So, it’s expanded by more than 30 orders of magnitude since inflation ended.
We think it expanded by at least 30 orders of magnitude during inflation in order to see that.
And what we’re seeing is these patterns, the acoustic patterns in the cosmic microwave background
that reflect the curvature which also reflects the energy density perturbations in the universe.
And therefore the seeds which are going to form the galaxies and the clusters of galaxies.
So now I want to talk about the galaxy surveys, because I’m running late.
This is one of the early surveys.
This is the Sloan Digital Sky Survey.
It’s actually Sloan 1 and Sloan 2 put together.
It’s about a million galaxies.
And each galaxy is like you take a set of pictures, like the Hubble picture.
You throw away the stars and you measure the location of each galaxy
and you estimate the distance of each galaxy and you plot it in this plot.
And if you take a series of pictures as the Earth rotates you get a fan across the sky.
You have a cone going out with one picture.
If you rotate that cone across the sky, you get a fan.
And so this is what the fan looks like and you can do a couple of different angles.
So you get a number of different fans.
So, each one of these points is a galaxy.
There seems to be fewer galaxies out here.
That's just because the telescopes are not big enough and these galaxies, the galaxies that show up in here are too faint.
We think the galaxies extend out for quite some way.
So, here’s a sort of a rotating movie of what the survey looks like.
You can see the fan shapes of the survey.
And what you see is their voids, the places where there are almost no galaxies.
And other places where there are clusters of galaxies.
And this one right here we call the Great Wall.
It’s not only just a string of galaxies.
It’s actually a sheet of galaxies that stretch across the sky.
So one of the questions is: How common is a Great Wall in the universe?
We see one.
Is it the only one or are there lots right in the universe?
And that’s one of the things we saw.
So here’s another example.
This is the 2 degree field of view sky survey.
And here we’re going to fly through.
Remember the typical distance between us and Andromeda is 2 million light years.
So we’re travelling at warp factor of like a zillion.
But the graphics software doesn’t distort relativistically.
It just shows you the pictures and you go by fast.
And what you’re seeing is we have a tremendous catalogue here because we have information
about every galaxy including its location.
So now you’re going to swing out and see the survey.
You can see again it’s the same kind of wedge shape.
And if you actually look you’ll see, this is a different slice but you’ll see a piece of the Great Wall showing up over in here.
So this is a little section of the Great Wall showing through the whole system.
So, that’s not the only thing that’s going on.
So the 2 degree field of view is going to become the 6 degree field of view.
And the Sloan Sky Survey 1 and 2 is now being replaced by Sloan 3
which is also called BOSS for Baryon acoustic Oscillation Sky Survey.
So the original surveys is this little red section in here, then there’s luminous galaxies that extend out to there.
That you only have fairly complete there.
The current survey which is now surveying about a million galaxies per year will run for 5 years.
So it’s 2 years into it.
It’s surveying out to this sort of blue region in here.
And that will give us in principle by about 2015, 5 million galaxies.
So already we can make better movies than I’m going to show you.
But that hasn’t been released so far.
And then we’re trying to do, what we call Big BOSS, right.
Can’t call it a Sloan 4 yet because Sloan hasn’t...
They haven’t put up any money.
So you can’t give them a name unless they pay.
You know science requires...
You know... whatever.
So, we’re going to try and measure out to somewhere on the order of 20 to 50 million galaxies.
So we have to measure 5,000 galaxies at a time.
So it’s kind of a big job.
And also measure quasars and then measure the spectra of the quasars very precisely.
So you can see the galaxies that are getting ready to form, you can see them show up.
And so this is something that we hope will be starting as soon as Sloan 3 is ending, will go that way.
Let me just show you the simulation and then I will show you the other movie.
So, this is a simulation of just dark matter.
And as the universe is expanding.
So 1+z is the ratio of the scale factors.
The present scale factor and the previous scale factor.
And what you will see, the dark matter has fluctuations from quantum mechanics in the early universe
that gives us perturbations on every scale.
The peaks form first and then the network forms.
So you see the peaks forming and then you see a cosmic web form.
And then on top of that you see the dark matter.
The ordinary matter can then fall in this.
It’s like you went out in the mud and you got in the bathtub and you’re washed into the water.
And the ordinary matter because it can dissipate energy, falls to the centre,
just like the mud falls to the bottom of the potential well in your tub and collects there.
And so here’s the simulation that John showed you.
I’ll show you the movie of it.
So, on the large scale it looks very uniform.
This is 3 billion light years approximately across there.
But you see the voids forming, the filaments form and the voids form.
And when filaments intersect like this you get a cluster of galaxies with many filaments intersect
as this particular region does or this region does.
You get a supercluster of galaxies.
So that’s the basic concept.
You can fly through it.
You’ll see the halos which are dark matter halos are in white and the ordinary matter is shown in yellow.
And you can see how it sinks to the centre of the potential wells because it can dissipate energy through the light.
So, you can’t normally see dark matter but if you do simulation you can.
So this is another example of the simulations where you're looking back towards the beginning of time.
The universe is warm and very uniform.
And over time it sharpens up and sharpens up until you get sharp edges of structure.
I can’t see the resolution on this screen the way I can on mine.
But there are sharp edges here.
There are not very sharp edges there.
So, I’m running out of time.
I want to show you the last movie.
Because this sort of summarises in a beautiful way the kind of data we are starting to have now.
So it starts out with light but then...
So, we start off from the highest point on the Earth, which is Mount Everest approximately.
Actually there’s another mountain that may be slightly higher because the earth isn’t spherical.
But the Earth is pretty close to spherical.
From the lowest point to the highest point is the deep of the sea to the highest mountain is about 28 kilometres.
And the earth’s radius is about 6,400 kilometres.
So the earth is uniform.
So, as we get further out you will see that the earth becomes very spherical, is very impressively spherical.
What you will not realise is the universe itself is much more spherical than the Earth.
It’s more spherical by a factor of 100.
But you can see this beautiful picture of the earth.
And now here’s real data again.
Here’s the artificial satellites as of 2 years ago.
And you’ll see a special white belt around here which is our own ring made of geosynchronous satellites.
And you also see some of the Molniya orbits which is a favourite of Russia.
So here you see some of the Russian high elliptical orbits and the geosynchronous belt.
And then this is our own moon.
So the astronauts talk about being on the moon and holding your hand out and covering the Earth with the Sun
and seeing nothing but blackness around.
You can do that for the whole solar system in a minute.
Then you’ll be able to do it for the galaxy.
So we’re a whole lighthour away.
Now we’re out at the end of the Oort cloud.
Now you see the zodiacal constellations which are really important historically on the Earth but they’ll get distorted.
I won’t bring them back then.
So, that’s as far as we’ve sent electromagnetic signals, besides fire.
There’s the French impressionist of our own galaxy.
I had a movie I would show you of the nearest half billion stars but I didn’t have enough time.
So, now these galaxies are the galaxies of the catalogues that I showed you.
So, we haven’t mapped where the galaxy, our own galaxy kind of obscures things.
And also it’s from the northern hemisphere sight.
And now you see just the large red luminous galaxies and eventually the quasars.
This is the only place that’s relatively complete.
So now we get to go outside the universe, our visible universe that is.
We think there’s more universe outside what we can see.
Ok. Now we get to come home.
I’m called to end.
Applause.
Ich möchte bitten darum, das Licht etwas dunkler zu machen, wenigstens auf der Leinwand, und in den Ecken,
weil ich ein paar Filme zeigen möchte, und die sind dunkel, weil das Universum dunkel ist.
So, schauen wir, was wir machen können.
Sie hatten eine Einführung in die Physik und in die Theorie, die hinter ihren Vorstellungen vom Urknall und dem Universum steht.
Und John gab Ihnen eine Beschreibung einiger der Instrumente.
Ich werde Ihnen etwas über die Karten erzählen, die wir herstellen, um Ihnen einige der Zusammenhänge zu geben.
Und habe versucht, das hier in einigen Sprachen zu schreiben.
Aber wenn man davon spricht, dass man die Evolution des Universums untersucht, stellt es sich heraus,
dass man die Zeit kartiert, wenn man den Raum abbildet, und wir werden darauf noch zu sprechen kommen.
Was wir machen wollen, John hat es aufgezeigt, ist: wir haben eine Theorie,
wir haben große Computersimulationen und wir müssen das tatsächliche Universum mit diesen Simulationen vergleichen.
Sowohl zur jetzigen Zeit wie auch in der Vergangenheit, um zu sehen, ob wir die Dinge verstehen.
Und so stelle ich hier eine Analogie her zur Kriminaltechnik: die Untersuchung des kosmischen Ortes anstelle des Tatortes.
Als Wissenschaftler machen wir im Grunde kriminaltechnische Untersuchungen.
Wir versuchen tatsächlich zu rekonstruieren, was bei vergangenen Ereignissen passiert ist,
indem wir uns die Überreste ansehen, die von der Schöpfung und der Evolution des Universums übrig geblieben sind
und versuchen zu verstehen, was bei dem Hauptgeschehen, dem Urknall und der Evolution, was seitdem geschehen ist.
Und so benutzen wir eine große Anzahl derselben Werkzeuge. Wir haben also viele Werkzeuge.
John hat über das Hubble Weltraumteleskop gesprochen. Und es ist eines der Dinge, die uns eine Vorstellung vermitteln.
Und wenn ich so sage, das sind Überreste des Universums, was wir meinen, ist dieser ganze Raum,
Sie alle und diese Deep-Field-Aufnahme aller Galaxien von Hubble.
Für mich ist es ein sehr interessantes Bild, weil, als ich jung war, hatten wir Bilder von einzelnen Galaxien,
aber wir hatten kein so tiefes Blickfeld wie dieses hier.
Dieses Bild ist interessant, weil man nicht sehr viele Sterne in diesem Bild sieht, man sieht Galaxien.
Man sieht ungefähr 2.000 Galaxien. Wenn man den ganzen Ausschnitt hat, kann man tatsächlich 4 Sterne sehen.
Es gibt hier ein wenig Beugung durch die Stützen. Man hat hier ein kleines Plus-Zeichen bei jedem der Sterne.
Es ist schwierig, die Sterne zu finden, aber wir sehen eine Menge Galaxien in dem Bild.
Und wir sehen einige Galaxien, wie diese elliptische Galaxie oder diese Spiralgalaxie, oder diese Spiralgalaxien.
Ihre Farbe ist gelblich. Sie sind unserer Sonne sehr ähnlich.
Aber man sieht um sie herum sehr viele, kleinere Galaxien, aber sie sind weiß und blau.
Und, wie Brian und John es erzählt haben, wir wissen, dass das Universum expandiert.
Das Licht der weiter entfernten Objekte sollte weiter nach rot vorschoben sein.
Und trotzdem sind diese weiter entfernten Objekte, sie sind weißer und blauer als die nahen Objekte.
Das sagt uns, dass diese Galaxien sehr viel heißer waren.
Wir wissen nun, dass damals sehr viele Sterngeburten etc. stattfanden.
Und sehr helle Sterne wurden geboren, sehr heiße Sterne. Aber das Bild ...
Als Kosmologe muss man sich fragen: Wie erklärt man, wo diese Galaxien und wo diese Sterne herkommen?
Und was war die Ursache, dass sie entstanden sind?
Aber der zweite Teil der Frage ist folgender: Dieses Bild ist ein extrem kleiner Teil des Himmels.
Hubble ist ein wunderbares Instrument, aber es hat einen sehr kleinen Blickwinkel.
Und man benötigt mindestens 40 Bilder, um mit dem Teleskop ein Bild des Monds zu bekommen.
Man kann die Durchmusterung auf eine oder zwei Weisen durchführen.
Man zählt einfach, wie viele kleine Bilder es wohl im Himmel gibt, oder man sagt, wie viele Sterne es in unserer Galaxie gibt,
es sind ungefähr 400 Milliarden. Und wie viele Galaxien kann ich pro Stern sehen? Auf beiden Wegen kommt man zu dem Ergebnis,
dass sich im sichtbaren Universum Galaxien in der Größenordnung von etwa 100 Milliarden befinden sollten.
Wenn man also das Universum erschafft, warum würde man so viele Galaxien erschaffen?.
So, nun mache ich einen Test, um zu sehen, ob der Film startet.
Der andere Grund, warum wir das tun, ist, damit wir so wunderbare Filme machen können.
Ich werde Ihnen einen kommerziellen Film zeigen, der im Jahr 1997 entstand.
Und dies ist, Sie werden es mögen, es ist ein Film über, inspiriert von Carl Sagan, aber er ist über eine Wissenschaftlerin,
die nach extraterrestrischen Signalen sucht und sie findet.
Und es stellt sich heraus, dass in diesem Szenario die Nachricht eine Anweisung ist, wie man eine Maschine baut,
um die Außerirdischen zu besuchen. Und nach vielem Hin und Her ist sie diejenige, die die Außerirdischen besucht.
So, dies ist ein sehr dunkler Film, weil das Universum dunkel ist. Aber hoffentlich .... Den Ton leise stellen.
Man sieht den Erdrand. Das ist unsere unerschrockene Forscherin. Sie ist so hell wie die Sonne.
Daher habe ich darum gebeten, dass die Lichter gedimmt werden.
Ich verspreche, hier im Licht zu stehen, wenn Sie es gedimmt lassen. So, dies ist unser SETI, der am Mond vorbeigeht.
Und sie unternimmt eine nette Reise. Sie erkundet das gesamte Sonnensystem. Dort ist Mars und dort sind die Asteroiden.
Ich hoffe, Sie können sie sehen. Dort ist einer der Jupitermonde. Dort ist Jupiter und sein gigantischer roter Fleck.
Sie können sehen, dass es ein Hurrikan ist, er bewegt sich tatsächlich im Kreis herum. Sie sehen einige weitere Jupitermonde.
Wir hatten all diese Bilder schon in 1997 weil wir hatten...
Das Zeitalter der Planetenerkundung hatte schon angefangen.
Wir hatten tolle Bilder sowohl von Hubble und von irdischen Teleskopen, aber dann auch von Satelliten.
Nun reisen wir durch die Saturnringe. Wir haben tatsächlich Sonden durch die Saturnringe hindurch geschickt.
Und dann reisen wir ein kleines Stück weiter und es wird schwierig sein, dieses auf der Leinwand zu sehen,
wenigstens von meinem Standort aus, wegen des Lichts. Man kann tatsächlich die Oortsche Wolke sehen, den Kuipergürtel, nein,
die Oortsche Wolke ist so etwas wie der Schutt aus den Anfängen, nun von der Geburt der Erde, und sie ist immer noch dort draußen.
Ein sehr großer Vorrat an Material, der Kometen und eisiges, staubiges Material produziert.
Nun sehen Sie die benachbarten Sterne. Wir müssen schneller werden, weil Lars sonst auf die Bühne kommt und mich hinunterwirft.
So, dies ist eines der frühen Hubblebilder. Dies wird "Säulen der Schöpfung" genannt.
Das ist eine große Gas- und Staubwolke, und der Staub hilft dabei, dass sie sich in Sterne verwandelt.
Und die Sterne sind so hell und so heiß, dass sie den Staub und das Gas in diese Säulen hineinblasen.
Sie machen eine Art von Phasentrennung, Ionisationsgebiet und so weiter.
So, es stellt sich als ein sehr spektakulärer Film heraus, weil es sehr helle Sterne sind
und es diese sehr schöne Struktur gibt und wunderschöne Farben. Und nun gehen wir noch ein Stück weiter hinaus.
Und so haben wir die Version eines französischen Impressionisten von unserer Galaxie.
Die ist unsere eigene Galaxie mit dem zentralen Wulst und Kern und dann die Spiralarme.
Und dann fliegen wir durch eine andere Galaxie hindurch. Das ist sehr schön. Die Planeten sind alle aufgereiht.
Die Galaxien reihen sich auf, damit unser SETI, Wissenschaftler, wissen Sie, eine tolle Reise bekommt.
Durch eine weitere Galaxie hindurch reisen kann. Und Sie bemerken, hier gibt es eine Menge Galaxien.
So, dieses Bild wurde gemacht, indem man Bilder von Hubble und von anderen Teleskopen genommen und sie zusammengeklebt hat,
und wir werden richtig schnell. Der mittlere Abstand zwischen Galaxien beträgt mehr als 2 Millionen Lichtjahre.
Und so, wenn Sie es noch nicht geraten haben, das ist Jodie Foster, die die Forscherin gespielt hat.
Sie setzen sie in einen Raum, damit sie mit den Außerirdischen sprechen kann. Ok.
Es ist sehr wichtig, dass wir unsere Arbeit der Öffentlichkeit kommunizieren können.
Es ist daher sehr gut, dass wir diese tollen Filme machen können. Und am Ende werde ich Ihnen etwas zeigen.....
Wenn ich nicht von der Bühne geworfen werde, werde ich Ihnen einen Film zeigen,
den wir vor etwa anderthalb Jahren gemacht haben, der aus relativ neuem Material besteht.
Und es ist nicht alles Fantasie, es ist..... was auch immer. Wir haben also ein Hauptwerkzeug, um in der Lage zu sein,
unsere Beobachtungen mit unseren theoretischen Modellen vergleichen zu können.
Und es ist eine Tatsache, wenn wir in den Weltraum hinausschauen, schauen wir in die Vergangenheit.
Lichtgeschwindigkeit ist sehr schnell.
Sie haben sicher noch nie den Lichtschalter betätigt und sind ins Bett gegangen, bevor das Licht aus war,
weil man Licht unverzüglich hat, richtig? In einem menschlichen Umfeld ist es sehr schnell.
Aber im Umfeld des Universums sind wir die Tatsache gewohnt, dass Licht sehr schnell aus dem Sonnensystem zu uns kommt.
Aber schon als Schiffe bei der Erkundung der Erde navigiert haben, wissen Sie, um die Kontinente zu finden und all die Inseln
und alles Land auf der Erde.
Diese Leute mussten schon Korrekturen für die Lichtgeschwindigkeit machen, um die Jupitermonde zu benutzen, um zu bestimmen,
wo sie waren. Gut.
Nur die Tatsache, dass der Abstand zwischen uns und Jupiter sich genug ändert, dass es einen Einfluss darauf hat.
Und der Grund ist, dass die Reisezeit des Lichts vom Jupiter etwa 40 Minuten ist und sich diese Zeit ändern kann, je nachdem,
auf welcher Seite der Sonne wir relativ zum Jupiter sind. Aber das ist immer noch nicht sehr lange. Gut.
Wenn man ein Bild von der Sonne macht, die Sonne, wie sie vor acht Minuten aussah, dann kümmert einen das nicht, es sei denn,
es wäre gerade ein Sonnenmaximum.
Wenn ein großer Ausbruch los geht, dann will man wissen, wie viel Vorwarnzeit man hat, bevor der Ausbruch die Erde trifft.
Wenn man, sagen wir einmal, eine Flugreise plant und es ist ein Superausbruch, dann könnte man bedenken,
dass Flüge beeinträchtigt werden.
Eine der Übungsaufgaben, die ich den Studenten in einer Master-Klasse gebe, wenn sie interessiert sind, ist es auszurechnen,
wie lange es dauert, bis der Ausbruch hierher kommt, vom Zeitpunkt an, wo man ihn sieht.
Aber ich hatte meine graduierten Studenten die Berechnung machen lassen, bevor sie geflogen sind.
Aber wenn man nur lokal schaut, bemerkt man den Effekt nicht zu stark.
Aber wenn man, sagen wir, die 15 Lichtjahrsterne nimmt, dann braucht das Licht ungefähr 10 Jahre,
das ist also ziemlich lange auf unserer Zeitskala.
Wenn man 10 Jahre warten müsste, damit sich ein Foto entwickelt, würde man das bemerken.
Wenn man also das Bild eines Planeten um einen nahen Stern herum aufnimmt, sieht man den Planeten nicht wie er heute ist.
Man sieht ihn, wie er vor 10 Jahren war.
Und ein typischer Stern in unserer Galaxie ist zwischen 1.000 Jahre und 100.000 Jahre weit weg.
Aber wenn Sie zur Andromeda-Galaxie sehen, wenn man auf dem Lindau-Treffen in der Andromeda-Galaxie wäre
und einer der Nobelpreisträger hätte riesige Geldmittel bekommen und das größte Teleskop der Welt,
ein 40-Meter-Teleskop im Weltraum. Und er nimmt ein Bild von der Erde auf. Wie würde die Erde aussehen?
Ein Bild, das während des Lindau-Treffens aufgenommen wurde, das simultan stattfand.
Nun, die Antwort ist, es würde zeigen, wie die Erde vor 2 Millionen Jahren aussah.
Es gäbe keine Hinweise auf die Menschheit, keine Chinesische Mauer, keine Gebäude, keine Stadtlichter bei Nacht.
Eine der Fragen, die man stellt, wenn man künstliche Intelligenz oder richtige Intelligenz
und weiteres Leben an anderen Stellen sucht. Wissen Sie, ist die Zeit, die das Licht unterwegs ist....
Sagen wir, Sie verfehlen eine Umgebung, wo Sie eine fortgeschrittene Zivilisation gesehen hätten,
weil Sie ihre Lichter auf dem Planeten bei Nacht gesehen hätten.
Sie würden die Lichter auf der Erde nicht einmal von einer Galaxie so nahe wie Andromeda sehen.
So, sie werden nur in Ihrer lokalen Galaxie suchen, in Ihrer lokalen Nachbarschaft, um diese Art von Phänomenen zu sehen.
Aber wenn Sie zu einer typischen Galaxie hinausgehen,
dann redet man von Hunderten von Millionen Jahren bis zu Milliarden Jahren, die das Licht für die Reise braucht.
Und wenn man hinausgeht, um sich die kosmische Mikrowellenhintergrundstrahlung anzusehen, damals,
als das Universum noch 1.100 mal kleiner war, dann sieht man ungefähr 13,7 Milliarden Jahre zurück.
Und das ist so ungefähr das Weiteste, das man sehen kann, weil dahinter der Beginn der Zeit ist.
Aber es wird in derselben Weise von uns verhüllt wie das Zentrum der Sonne,
das von uns durch das Plasma der Sonne verhüllt ist, so dass wir nur die Sonnenoberfläche sehen.
Und wir können nur ins Sonneninnere sehen, wenn wir akustische Wellen benutzen, die zur Sonnenoberfläche kommen.
Genauso können wir die frühere Zeit während des Urknalls sehen, wenn wir akustische Wellen benutzen,
die von der früheren Zeit während des Urknalls an die Oberfläche kommen, so wie es sich auf der Photosphäre der Sonne sammelt.
Und dann können wir das in derselben Weise interpretieren, wie wenn man Ultraschall nimmt
und das in ein optisches Bild verwandelt, das man benutzen kann.
Das Ziel ist, dass wir eine Serie von kugelförmigen Schalen um uns herum messen.
Und jede davon gibt uns ein Beispiel des Universums in unterschiedlichen Stufen.
John sprach über das Fotografieren eines Stadiums voller Leute, oder ich nehme üblicherweise eine Analogie: Sie gehen zu....
die Universität von Kalifornien hat diese Landwirtschaftsstationen, wo sie die Forstwirtschaft untersuchen.
Und sie haben vor zehn Jahren einige Bäume gepflanzt, wissen Sie, und vor so vielen Jahren. Sie haben die Wahl.
Sie gehen in den alten, reifen Wald und Sie bekommen ein Beispiel, wie alles im Mittel aussieht.
Oder Sie können sich die Bäume ansehen, die 1 Jahr alt sind und 2 Jahre alt usw.
Und sie haben das über ungefähr 30 Jahre gemacht.
Man hat also Beispiele von Bäumen, die ein Jahr auseinander sind, die man vergleichen kann.
Hier bekommen wir ein Beispiel des Universums, wissen Sie,
etwa eine Million Jahre auseinander oder 100 Millionen Jahre auseinander, je nachdem, welche Skala wir uns ansehen.
So können wir darauf hoffen, unser Modell des Universums zu nehmen, unsere Computersimulationen laufen zu lassen
und dann eine Kugelschale zu nehmen und diese Kugelschale mit der Vorhersage,
wie das Universum zu dieser Epoche aussehen sollte, zu vergleichen.
Nun, eine der Fragen ist dann, das wir gerne Zeit und Raum kartieren wollen, d.h. die Synthese zu nehmen
und die Eigenschaften der verschiedenen Dinge zu messen, die wir zu verschiedenen Zeiten und an verschiedenen Stellen finden.
Und das zu tun ist unser Hauptprojekt in der Kosmologie, mit Beobachtungen zu vergleichen und sicherzustellen,
dass wir es verstehen. Aber bei einigen Stellen sind wir in der Lage, wirklich gute Durchmusterungen durchzuführen,
und ich zeige Ihnen ein paar Beispiele. Und an anderen Stellen beginnen wir gerade mit der Technologie.
Und so hat John Ihnen ein Beispiel gezeigt, wie er die Rotverschiebung bei der 21 Zentimeterlinie benutzt,
das ist die 1.420 Megahertz Ruhefrequenz für Wasserstoff. Das zu benutzen und zu versuchen, vorwärts zu gehen.
Es gibt noch andere Dinge, die wir zu tun versuchen.
Ich arbeite nun an einem Projekt, das Gammastrahlenausbrüche als Sonde für das frühe Universum benutzt. Ok.
So, hier ist das Konzept. Wir leben in einer Spiralgalaxie, nicht wahr? Hier ist unsere Spiralgalaxie.
Wir leben in einem Arm der Spiralgalaxie, das Zentrum dieser Kugel ist um uns herum zentriert.
Nur, weil wir das Universum sehen werden, indem wir Licht benutzen.
Das ist der hauptsächliche Weg, wie wir Informationen über das Universum bekommen.
Wahrscheinlich 99, 99,5% der Information, die wir über das Universum bekommen, kommt über das Licht.
Und so betrachten wir es durch eine Serie von Kugeln.
Und um uns herum sehen wir, was die derzeitigen Typen von entwickelten Galaxien sind.
Die Spiralgalaxien, die elliptischen Galaxien, die ziemlich entwickelt sind.
Wenn wir noch ein wenig weiter schauen, sehen wir Galaxien, die sehr unregelmäßig geformt sind.
Einige davon sind klein. Sie haben normalerweise eine kleinere Starburst-Aktivität.
Und Sie können auch sehen, dass kleinere Galaxien zu größeren Galaxien verschmelzen.
Dies ist eines der Probleme, über die ich immer mit einigen meiner Kollegen streite.
Wenn man Galaxien benutzt, das Universum zu vermessen, Galaxien sind nicht wie Elektronen.
Sie sind nicht alle identisch, können sich gegenseitig beeinflussen, daher nicht Standard.
Galaxien unterscheiden sich sehr voneinander, aber die Anzahldichte der Galaxien ist nicht erhalten.
Die Galaxien können sogar verschmelzen.
Und eines der Argumente, die wir haben, ist: Werden Halos von Dunkler Materie wirklich erhalten?
Und selbst da gibt es Verschmelzungen. Aber da hat man ein etwas besseres Argument.
Unser Bild der kosmischen Zeitkugeln ist: Nun stellen wir uns diese Situation vor,
wo es ungefähr 100 Milliarden Galaxien innerhalb unseres lokalen sichtbaren Volumens gibt.
Nun, wenn wir zufällig in einer Galaxie hier draußen in der modernen Zeit leben würden,
hätten wir eine andere Kugel um uns herum.
Es ist also nicht so, dass wir einen speziellen Fall haben, wir machen nur die Karte von dort,
wo wir bequem hinsehen können, weil wir Licht benutzen. Und konzentrische Kugeln um uns herum sind seine natürliche Form.
So, hier ist der Beginn der Zeit.
Da sind die 370.000 Jahre danach, wo wir anfangen, Schallwellen zu sehen und die Dichtevariationen
und die Oberfläche des kosmischen Mikrowellenhintergrunds, die Photosphäre des Universums.
Und dann gibt es einen Zeitraum, den wir die Dunkelzeit nennen, bevor Sterne und Galaxien geboren werden und damit beginnen,
von selbst Licht im sichtbaren Wellenlängenbereich und dem ultravioletten Wellenlängenbereich zu emittieren.
Und dann sehen wir, wie sich diese Sterne und Galaxien bilden und sie entwickeln sich,
beides führt zu einer Erhöhung der Metallizität des Universums, das sind die schwereren Elemente,
die Dinge wie Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff, Silizium, Eisen, die Dinge, die wir in diesem Raum finden.
Sie wurden irgendwann während dieses Zeitraums gebildet.
Und es gibt sogar Streit darüber, wann der R-Prozess losging, ob das vor der Rotverschiebung von 4
oder ob es nicht vor einer Rotverschiebung von 3 oder so stattfand.
Aber wir wissen, die ganze Zeit zurück bis zu einer Rotverschiebung von wenigstens 6, und wahrscheinlich 8,
dass wir jede Menge Sternbildung und viel Verbrennung von Wasserstoff, Helium zu schwereren Elementen haben.
Dann haben wir die moderneren Dinge, wo wir schließlich eine Menge von Planetensystemen haben
und eine Menge anderer Aktivitäten, inklusive der Geburt unseres eigenen.
Und wie John erwähnte, haben wir die 3 kosmischen Mikrowellenhintergrund-Missionen (CMB),
um die Anfangszeit des Universums zu kartieren.
Der COBE-Satellit, an dem John und ich zusammen arbeiteten, wo wir die Anisotropie entdeckt haben
und die Schwarzkörperform gemessen haben und wussten, dass es Reststrahlung war.
Dies ist die grobe Skala, an der COBE arbeitete, gestartet im Jahr 1989.
Und in 2000 wurde WMAP ins All gebracht, der eine viel bessere Winkelauflösung hat, aber er musste,
um genügend Wellenlängen zu haben, die Signale von unserer eigenen Galaxie los werden,
es musste mit längeren Wellenlängen verschmolzen werden, und so wurde er etwas verschlechtert.
Und dann hat der Satellit Planck, der im Mai 2009 gestartet wurde, Daten aufgenommen
und es gibt eine Serie von Veröffentlichungen, die mit Zwischenergebnissen herauskommen.
Und irgendwann im Winter oder Frühling werden wir unsere Kosmologieresultate publizieren,
wo wir Karten mit dieser Art von Auflösung überall erwarten.
Und ebenfalls ziemlich gute Polarisationsinformation, das ist, was diese verschmierten Linien zeigen.
Und so hat der Planck-Satellit übernommen. Und so ist dies ein kleiner Film des Planck-Satelliten.
Und er wurde - jetzt der von allen favorisierte Platz - zum Erde-Sonne-Lagrangepunkt L2 gebracht,
wo die kombinierte Anziehungskraft der Erde und der Sonne dafür sorgt, dass er die Sonne genauso schnell umkreist wie die Erde,
so dass alles auf einer schönen Linie bleibt, man kann also gleichzeitig zur Erde und Sonne orientiert sein
und bei 90 Grad schauen und sich die hereinkommenden Signale ansehen.
So, wir malen nicht den Himmel, der Himmel beleuchtet die Detektoren. Da soll also Licht in unsere Detektoren fallen.
Und dort kartieren wir den Himmel. Und während er herum kreist, bekommt man am Ende den gesamten Himmel und so weiter.
Und was man hier sieht, ist unsere eigene Galaxie, die sich als dieses weiße Band zeigt, das hier diagonal verläuft,
weil es eine 62,6 Grad Neigung zur Ebene des Sonnensystems hat.
Und wenn wir sie zu den galaktischen Koordinaten drehen, man sieht die Galaxie hier,
man sieht den kosmischen Mikrowellenhintergrund weiter hier.
Aber man muss die Signale bei kurzen Wellenlängen entfernen, um es zu sehen.
Und hier ist es sichtbar. Hier sind wir zurück in dieser Art von System.
Das ist, was uns zu dieser Art von Position geführt hat, wo wir dieses Konzept haben.
So haben wir eine Kugel, die wir heute um uns herum sehen. Dies ist eine Scheibe dieser Kugel.
Und dann ist dies der Radius der Kugel, die in der Zeit zurück reicht und man sieht,
dass wir während der jüngeren Geschichte eine Beschleunigung hatten. Dass der Radius der Kugel größer wird.
Aber er wird schneller größer. Davor wurde er größer, aber mit einer kleiner werdenden Rate.
Und während dieser Zeit war es, dass sich tatsächlich die ersten Sterne bildeten.
Ungefähr 400 Millionen Jahre nach dem Urknall, die ersten Sterne und die ersten Galaxien fingen an sich zu bilden.
Und sie entwickeln sich, bis sie am Ende zu ziemlich entwickelten Galaxien wurden.
Unser Sonnensystem bildet sich ungefähr während dieser Epoche.
Und dann fängt die Dunkle Energie, oder was auch immer einen Teil der Expansion verursacht, an zu dominieren.
Und wir nehmen Geschwindigkeit auf. Und wir bewegen uns asymptotisch auf die Beschleunigungsphase zu.
Es sei denn, wir haben noch einen Phasenübergang oder ein neues Material beginnt zu dominieren.
Und wenn man sich rückwärts in der Zeit bewegt, kommt man am Ende zurück zu einer Zeit, als das Universum 1.000-mal kleiner war.
So, dies ist offensichtlich eine logarithmische Zeichnung. Dies ist, als das Universum ungefähr 1.000-mal kleiner war.
Dies ist, als das Universum ungefähr 10-mal kleiner war. Und wir denken, dass diese Art von Effekt stattfindet.
Und zu der Zeit stellen wir die Karte der kosmischen Hintergrundstrahlung her. Die Verzögerung ging noch eine Weile weiter.
Aber davor war diese Zeit der Ausdehnung oder des beschleunigenden Universums.
Und wenn wir weit genug zurückgehen, alles, all die 100 Milliarden Galaxien, die in der jetzigen Epoche existieren,
glauben wir, sie waren hier in der Region, die viel kleiner war als ein Atom.
Und in diesem Fall ist Quantenmechanik extrem wichtig.
Und wie John erwähnte, sind es die quantenmechanischen Fluktuationen, die durch die Inflation gedehnt werden,
real gemacht werden, gedehnt durch die Inflation, bis sie zu dem Punkt kommen,
dass sie am Ende zu unserer Galaxie werden oder einem Galaxienhaufen.
Es hängt davon ab, wie schnell, wie früh sie kamen und sich außerhalb des Horizonts entwickelten.
Sie werden unterschiedlich gedehnt.
Aber was wir irgendwie tatsächlich berechnen ist dies: Während dieser Phase der Inflation dehnte sich das Universum
um mindestens so viel aus wie es sich in der Zeit danach bis heute ausgedehnt hat.
So, es hat sich um mehr als 30 Größenordnungen ausgedehnt, seit die Inflation endete.
Wir denken, es dehnte sich während der Inflation um wenigstens 30 Größenordnungen aus, so dass wir das sehen können.
Und wir sehen diese Muster, die Schallmuster in dem kosmischen Mikrowellenhintergrund, die die Krümmung wiedergeben,
die auch die Energiedichtestörungen im Universum wiedergeben.
Und daher die Keime, die die Galaxien und die Galaxienhaufen bilden werden.
So, nun will ich über die Galaxiendurchmusterungen reden, weil ich spät dran bin.
Dies ist eine der frühen Durchmusterungen. Dies ist die digitale Sloan Himmelsdurchmusterung.
Es ist eigentlich Sloan 1 und Sloan 2 zusammengenommen. Es sind etwa eine Million Galaxien.
Und jede Galaxie ist als wenn man einen Satz von Aufnahmen macht, wie das Hubble-Bild.
Man wirft die Sterne weg und misst die Position jeder Galaxie und man schätzt die Entfernung jeder Galaxie
und zeichnet das in dieses Diagramm.
Und wenn man eine Reihe von Bildern macht, während sich die Erde dreht, bekommt man einen Fächer über den Himmel.
Mit einem Bild hat man einen Kegel, der von der Erde weggeht.
Wenn man diesen Kegel über den Himmel dreht, bekommt man einen Fächer.
Und so sieht der Fächer aus und man kann ein paar machen, bei unterschiedlichen Winkeln.
So bekommt man eine Anzahl von unterschiedlichen Fächern. Jeder dieser Punkte ist eine Galaxie.
Es sieht so aus, als gäbe es hier draußen weniger Galaxien.
Das passiert nur, weil die Teleskope nicht groß genug sind und diese Galaxien, die Galaxien, die sich hier zeigen,
zu lichtschwach sind. Wir denken, dass sich Galaxien bis nach weit draußen erstrecken.
Hier ist eine Art von drehendem Film, wie die Durchmusterung aussieht.
Man sieht die Fächerform der Durchmusterung. Und man sieht ihre Löcher, die Stellen, wo fast keine Galaxien sind.
Und andere Stellen, wo sich Galaxienhaufen befinden. Und wir nennen dieses hier die große Mauer.
Es ist nicht nur eine Kette von Galaxien. Es ist eigentlich eine Fläche von Galaxien, die sich über den Himmel ausdehnt.
Eine der Fragen ist daher: Wie häufig ist eine große Mauer im Universum? Wir sehen eine.
Ist es die einzige, oder gibt es davon im Universum eine Menge? Und das ist eines der Dinge, die wir gesehen haben.
Hier ist also ein weiteres Beispiel. Dies ist die Himmelsdurchmusterung mit einem Sichtwinkel von 2 Grad.
Und hier fliegen wir hindurch.
Erinnern Sie sich daran, dass die typische Entfernung zwischen uns und Andromeda 2 Millionen Lichtjahre ist.
Wir reisen also mit einem unermesslichen Warpfaktor. Aber die Grafiksoftware erzeugt keine relativistische Verzerrung.
Sie zeigt nur die Bilder und man fliegt schnell vorbei.
Und was man sieht ist, dass wir hier einen unglaublichen Katalog haben, weil wir Informationen über jede Galaxie haben,
inklusive ihrer Position. So, jetzt schwingen wir heraus und sehen die Durchmusterung.
Man sieht, es ist wieder dieselbe Art von Keilform. Und wenn man tatsächlich schaut, sieht man, dies ist ein anderer Ausschnitt,
aber man sieht ein Stück der großen Mauer hier an dieser Stelle.
So, dies ist ein kleiner Bereich der großen Mauer, die sich durch das ganze System zieht.
Das ist aber nicht das einzige, was passiert. Das zwei Grad Sichtfeld wird zum sechs Grad Sichtfeld werden.
Und die Sloan Himmelsdurchmusterung 1 und 2 wird nun durch Sloan 3 ersetzt,
die auch BOSS genannt wird für Baryon acoustic Oscillation Sky Survey (Baryon-Schallschwingungs-Himmelsdurchmusterung).
Die ursprünglichen Durchmusterungen sind die roten Bereiche hier drin, dann gibt es lichtstarke Galaxien,
die sich hier hinaus erstrecken. Das ist erst ziemlich komplett dort.
Die derzeitige Durchmusterung, die jetzt ungefähr eine Million Galaxien pro Jahr untersucht, wird 5 Jahre dauern.
Wir sind jetzt schon 2 Jahre dabei. Sie untersucht in Richtung dieser blauen Region hier drin.
Und bis ungefähr 2015 gibt uns das 5 Millionen Galaxien.
So können wir schon heute bessere Filme machen als den, den ich Ihnen zeigen werde. Aber der wurde noch nicht fertiggestellt.
Und dann versuchen wir, das zu machen, was wir großen BOSS nennen.
Wir können es nicht Sloan 4 nennen, weil Sloan bis jetzt... Sie haben kein Geld bezahlt.
Also kann man ihnen keinen Namen geben, es sei denn, sie zahlen. Wissen Sie, die Wissenschaft braucht....
Wissen Sie, was auch immer. Also versuchen wir in der Größenordnung von 20 bis 50 Millionen Galaxien zu messen.
Wir müssen also 5.000 Galaxien gleichzeitig messen. Es ist also eine etwas größere Aufgabe.
Und man misst auch Quasare und misst dann deren Spektren sehr präzise.
So, man sieht die Galaxien, die sich gerade bilden, man sieht, wie sie auftauchen.
Und so ist dies etwas, dass wir zu beginnen hoffen, sobald Sloan 3 zu Ende geht, wir gehen in die Richtung.
Lassen Sie mich die Simulation zeigen und dann zeige ich Ihnen den anderen Film.
So, dies ist eine Simulation von ausschließlich Dunkler Materie. Und während das Universum expandiert.
Und wie man sieht, hat die Dunkle Materie Fluktuationen von der Quantenmechanik im frühen Universum,
die uns Störungen auf jedem Maßstab liefern. Die Spitzen bilden sich zuerst und dann das Netzwerk.
Man sieht, wie sich die Spitzen zuerst bilden, und dann sieht man, wie sich das kosmische Netzwerk bildet.
Und darüber sieht man die Dunkle Materie. Die normale Materie kann dann in dies hereinfallen.
Es ist so, als wenn man in den Dreck hinausgeht, und man geht in die Badewanne und wäscht es im Wasser ab.
Und die normale Materie fällt, weil sie Energie dissipieren kann, zur Mitte,
so wie der Dreck auf den Potentialtopfboden in Ihrer Badewanne fällt und sich dort ansammelt.
Und hier ist die Simulation, die John Ihnen gezeigt hat. Ich zeige Ihnen den Film davon.
In einem großen Maßstab sieht es sehr gleichförmig aus. Das entspricht 3 Milliarden Lichtjahren von hier nach dort.
Aber man sieht, wie sich die Löcher bilden, sich die Fäden formen, und sich die Löcher bilden.
Und wenn die Fäden sich treffen wie hier, bekommt man einen Galaxienhaufen, wo sich viele Fäden kreuzen,
wie es in dieser Region passiert, oder in dieser. Man bekommt einen Galaxiensuperhaufen. Das ist das grundsätzliche Konzept.
Man kann durch ihn hindurch fliegen.
Die Halos, die Dunkle Materiehalos sind, sind weiß und die normale Materie ist gelb angedeutet.
Und man sieht, wie sie zum Zentrum der Potentialtöpfe sinkt, weil es Energie durch Licht dissipieren kann.
So, man kann Dunkle Materie normalerweise nicht sehen, aber wenn man Simulationen durchführt, kann man es.
Dies ist ein weiteres Beispiel der Simulationen, wo man rückwärts zum Beginn der Zeit schaut.
Das Universum ist warm und sehr gleichmäßig.
Und nach und nach wird es schärfer und schärfer, bis man scharfe Kanten einer Struktur bekommt.
Ich kann die Auflösung auf diesem Schirm nicht so sehen wie auf meinem. Aber hier sind scharfe Kanten.
Dort sind die Kanten nicht sehr scharf. Ich habe bald keine Zeit mehr. Ich möchte Ihnen den letzten Film zeigen.
Weil dieser die Art der Daten, die wir jetzt haben, sehr schön zusammenfasst.
Es beginnt mit Licht, aber dann.... Wir starten vom höchsten Punkt der Erde, der ungefähr der Mount Everest ist.
Tatsächlich gibt es einen anderen Berg, der etwas höher ist, weil die Erde nicht kugelförmig ist.
Aber die Erde ist ziemlich nahe einer Kugelform.
Vom tiefsten Punkt zum höchsten Punkt, das ist vom Tiefpunkt im Meer zum höchsten Berg sind es etwa 28 Kilometer.
Und der Erdradius beträgt ungefähr 6.400 Kilometer. Die Erde ist gleichförmig.
Wenn wir jetzt weiter hinausfliegen, sehen wir, dass die Erde sehr kugelförmig wird, die Kugelform ist sehr eindrucksvoll.
Was Sie nicht realisieren, ist die Tatsache, dass das Universum selbst noch sehr viel kugelförmiger ist als die Erde.
Es ist um einen Faktor 100 kugelförmiger. Aber Sie können dieses wunderbare Bild der Erde sehen.
Und hier sind es wieder richtige Daten. Hier sind die künstlichen Satelliten mit Stand von vor zwei Jahren.
Und hier sehen Sie einen speziellen weißen Gürtel hier herum, das ist der von uns hergestellte Ring aus geosynchronen Satelliten.
Und man sieht auch einige der Molniya-Umlaufbahnen, die ein Favorit von Russland sind.
Hier sieht man einige der russischen, extrem elliptischen Umlaufbahnen und den geosynchronen Gürtel.
Und dann ist hier unser eigener Mond.
Die Astronauten erzählen davon, auf dem Mond zu sein und ihre Hand auszustrecken und die Erde mit der Sonne abzudecken
und nichts um sich herum zu sehen als Schwärze. Das können Sie in einer Minute für das gesamte Sonnensystem machen.
Dann werden Sie es für die gesamte Galaxie machen können. So, wir sind eine ganze Lichtstunde weg.
Nun verlassen wir die Grenze der Oortschen Wolke.
Nun sehen wir die Sternbilder, die auf der Erde historisch wirklich wichtig sind, aber sie werden verzerrt.
Ich werde sie nicht zurückbringen. Soweit haben wir elektromagnetische Signale geschickt, abgesehen von Feuer.
Dort ist der französische Impressionist unserer eigenen Galaxie.
Ich habe einen Film von den 500 Millionen Sternen in der Nachbarschaft, aber ich hatte nicht genug Zeit.
Diese Galaxien sind nun die Galaxien aus den Katalogen, die ich Ihnen gezeigt habe.
Wir haben dort nicht kartiert, wo die Galaxie, unsere eigene Galaxie, die Dinge verbirgt.
Und es ist ebenfalls aus der Sicht der nördlichen Hemisphäre.
Und jetzt sehen Sie die großen, roten, hellen Galaxien und am Ende die Quasare.
Das ist der einzige Platz, der relativ vollständig ist.
Nun müssen wir aus dem Universum herausgehen, das heißt unserem sichtbaren.
Wir denken, dass es noch mehr Universum gibt, außerhalb von dem, was wir sehen können. Ok. Nun müssen wir nach Hause kommen.
Ich soll das hier jetzt beenden.
