Brian Schmidt

State of the Universe

Category: Lectures

Date: 30 June 2016

Duration: 32 min

Quality: HD MD SD

Subtitles: EN DE

Brian Schmidt (2016) - State of the Universe

13.8 Billion years ago, something happened - the Big Bang - which set in motion our expanding Universe. Through the systematic process of science, humanity has managed in a very short time to piece together a comprehensive story of our Universe

Thank you. Excellent. So we are going to talk about the state of the universe. And, ladies and gentlemen, the state of the universe is good in 2016. The universe is expanding, that turns out to be useful. The universe is 13.8bn years old, not 13.9, not 13.7. The universe is very close to being geometrically flat and the universe is composed of dark energy, dark matter, atoms, neutrinos, photons and perhaps some other things. So, what I want to talk about is how we know the state of the universe today. So, let’s start with history. Cosmology really got started in about 1915, both Einstein and the first observations happened in that year. But Hubble was the one who sort of put us on our current track when in 1929 he announced his discovery that the universe was expanding. And the way he did that was he took data, he looked at how bright stars appeared in galaxies and judged their distance by how bright the stars were and therefore inferred their distance. And he, or Vesto Slipher really, measured redshift which they thought was Doppler shift. That is, they looked at the spectrum of galaxies which have nice little narrow lines and then you can go through and judge very accurately the redshift of a galaxy which we now know is the stretching of space between us and those objects. That is something we can actually measure to about one part and a million right now, for objects across the galaxy or potentially across the universe and that’s what’s going to allow us eventually to hopefully find planets that are habitable. And probably eventually planets that may harbour life we do not know. But that’s coming and that’s a different talk. So from this diagram, there was a relationship that the further away the more the redshift, that is what Hubble proclaimed in 1929 and meant that the universe was expanding. And so I'm going to expand the universe just to get this idea in your head, so I’ve expanded the universe there for you. And let’s look what it seems when we look at that expansion. I overlay before and after and what do I see? I see nearby objects. Well, they’ve moved a little bit so their redshift is going to be small. The distant objects – well, they’ve moved a lot in that expansion; their redshift will be large. In a universe that is expanding, you expect to see what Hubble saw, the further the more the redshift. Now, Hubble didn’t really have his head around how this interacted with general relativity. And so we’ll talk about that in a second. But I also want to just take the logical conclusion that if the universe is expanding then we can run it in reverse. When you run it in reverse you sort of come to almost an inevitable conclusion that there will be something like the Big Bang, where everything in the universe is piled up on top of everything else. So that is the thing that we thought happened 13.8 billion years ago. What is the Big Bang? That’s one of the most common questions asked of me in talks. I have no idea. I only know what happened after the Big Bang. We think the Big Bang, the time right after the Big Bang - and I'm not even going to use that but let’s use that for a second. Right after the Big Bang there was this period of inflation where things at the quantum scales were magnified to the universal scales. Quantum fluctuations were expanded to the scale of the universe. And those are the seeds of what we see in the cosmic microwave background. The sound waves which I’ll talk a bit later and eventually have led to galaxies, led to the Earth and everything that we know. Now that magnification of the universe from the subatomic to macroscales seems kind of crazy but it keeps on kind of predicting things that we see in the universe. From my perspective that period when the universe was exponentially expanding really is the Big Bang. There may be something before it, I don’t know, that may be an ill-formed question. But if we were to understand that period then I think we would have a much better chance of understanding what the Big Bang really was. And as I said, it may well be what the Big Bang is from our perspective. Alright, now the first thing that Hubble could do is he could do a very simple experiment and he could say how fast is the universe expanding now. That’s distance divided by redshift and I could run the universe back in reverse and therefore you get the age. You run the universe back in reverse and you figure out how old the universe is. So we call that the Hubble constant and that’s exactly what I worked on for my PhD thesis which I finished in 1993. And so here I am as a much younger person, I'm afraid, doing my first big experiment, showing my PhD supervisor, Bob Kirshner, the age of the universe. And the answer I got, which turned out to be about right, I wouldn't say I get credit for telling everyone this was the answer; but the age of the universe is about 14 billion years when you linearly extrapolate. Alright, general relativity. We haven’t talked too much about that. But Einstein, of course, in 1907 came up with the idea of equivalence that no matter where you are in the universe you can’t separate out the idea of whether or not being in a rocket being accelerated, or being on Earth accelerated by gravity. Those things are equivalent and he had that revelation while watching someone fall off a roof and thinking, That is what makes Einstein different from the rest of us. Because the rest of us would be thinking something different when we see someone fall off the roof! (Laughter). But he thought about that for eight and a half years. Everyone told him he was crazy, he was never going to get there. He collaborated widely with the best mathematicians of the time. And he struggled. But in the end he ended up in 1915 with the theory of general relativity. His last person he was working with was Hilbert. Hilbert actually got there four days before he did - a little fact most of you probably won’t realise. But I think Einstein did most of the hard work. But Hilbert was the better mathematician than was Einstein. So this is the thing that put Einstein on the world map. He was, when it was shown to be correct via eclipses in 1920, all over the front pages of the newspapers. And he became a celebrity in the form that we know him now. He was famous amongst physicists before this, this is what made him famous amongst the average people. Even though that’s not necessarily what the average person remembers him for today. We always think of E=mc^2 but the thing that made him famous back in the day was this. Alright, astronomers, of course, are useful v,ery occasionally, for physicists in that we can sometimes make experiments that can show things in physics to be correct. This is something that has become more true recently, but occurred back in 1919, when by looking at eclipses, we could go through and verify that the deviation of light around a body like the sun was indeed predicted by Einstein’s equation. And not by something, for example, a hacked-up version of Newtonian physics. Soon after that was shown, general relativity became a very popular subject and people worked on it the world over, most notably Alexander Friedmann who was in St. Petersburg. He was able to think very quickly about the idea of what happens if I have a universe that is full of some sort of material, what’s the solution to general relativity. And he was going to make a major approximation, which is the universe is homogenous and isotropic, but it’s the same everywhere. That turns out, as I’ll show you in just a second, is a major and very important approximation which seems to be valid in our universe. The person up here, George Lemaitre, a Belgian monk and graduate of MIT, in 1927 had a thesis which was essentially: Here’s the expanding universe from Friedmann’s equation, which he derived himself with data from Hubble and Slipher, which showed that the universe was expanding. He showed that in the Solvay Conference in 1927 to Einstein and Einstein – this was too far of a leap for Einstein – he told poor old Lemaitre, "Your mathematics is fine, your physics is abominable." And so Lemaitre, who discovered and derived the expanding universe in 1927, is not as famous as Hubble, even though he got there first. So Lemaitre went on to figure out that there should be something like a primeval atom, the Big Bang and many other things. I think he was a bit of a crank in the days and people didn’t perhaps take him as seriously as they should have, but we should take him seriously. So Friedmann is what we call the standard model, Friedmann equation from 1923. And essentially you can take a couple of equations that are general relativity. And if you assume that the universe is isotropic and homogenous you can break it down to a single differential equation which is quite easy to solve, even as an astronomer. And so it has a few pieces that may be unfamiliar, a scale factor, that’s a ruler at any given time of the universe. And since it’s kind of hard to define that in absolute terms we define it in relative terms. We call it A right now, or A at any given time t, over A naught, the time, the scale right now of the universe. That turns out we can measure extraordinarily accurately through the redshift. It is essentially directly related to the redshift and so, as I said, we can measure that to one part in a million over time. The other thing we have in here is geometry. Of course, general relativity says space is warped and we need to worry about that. And so there are actually 3 families of solutions which I’ll talk about in just a second, the +1, 0 and the -1 solutions which are closed, flat and open respectively. And finally you have Rho, which I will talk about in just a second, which is the density of what’s in the universe. So within that you get a series of solutions but there are things that are important in these solutions. One is the Hubble constant, so that’s how fast the universe is expanding now. And of course that does change over time, but it’s the fractional derivative of the scale factor. So, in other words, it just tells you in a unit of time how much the scale factor is changing. So that’s why one over that gives you the age of the universe as a linear extrapolation. We think that number in astronomer’s units is around 70 kilometres per second per megaparsec or a fractional change such that 1 over 13 or 1 over 14 billion years that is the relative value of that. We have something known as the 'critical density'. That is the density where the universe switches from being closed to open geometrically, flat. So, a knife-edge universe in practice cannot exactly be flat, although it can be very, very close. And this has a value, when you put in that value of the Hubble constant of a very low density indeed, about 9x10^-27 kilograms per metre cube. Now you might wonder: We live here on Earth where the density is 5500 kilograms per meter cube, so clearly the universe is closed. Well, no, we live in a very special part of the universe. The Earth is nothing like the rest of space. Space is very empty and so as we’ll see the density of the universe is very close to the critical density. Finally we keep track of how much stuff there is in the universe by this parameter Omega, which is the density of the universe divided by that critical density. So, for example, I’ll show you that the density of matter that gravitates is about 30%, so Omega is .3. But you can have anything, you can have energy in the form of a cosmological constant, you can have atoms. You can have something we’ll talk about called 'dark matter' – photons, neutrinos, anything that has energy is expressed as part of that. Alright, so the solutions if you just have matter which is, of course, a sensible universe that has normal gravitating matter, then you can have an empty universe, the universe is just coast and gets bigger and bigger. You could have a universe that has some stuff in it, so it slows down but keeps on getting bigger over time. You could have a universe that’s heavy, has greater than the critical density and is finite in volume. And it’s finite in time. And so all universes start with this Big Bang but only that one ends with the gnaB giB, the Big Bang backwards. Related through geometry, if you have a universe that can have these different shapes. And if you think of the form of a triangle they have, you know these hyperball geometries, the light universe K=-1. Circle geometry K=+1 and then just normal Euclidean geometry and the K=0. All right, so how are we going to go out and do this as a measurement? We are going to go out and measure the universe’s past, and see how it changes. And, of course, the universe is very big. And so if I look further and further away, I'm looking farther and farther in the universe’s past, because light takes many years, billions of years to reach us if we look far enough away. So if I do an experiment to measure the Hubble constant back in time effectively then I can see if the universe is coasting or whether or not it’s on the other side of this critical line where the universe is on the knife edge. So, one side of that gravity wins, the other side of that gravity loses. That was what we were planning to do in 1994 when we started our experiment to measure the past history of the universe. So, to do that we needed something really bright we could see on the other side of the universe. And nature gave us something in the form of a type Ia super nova. So, imagine you have 2 stars a little bit bigger than our own sun. Stars start running out of nuclear energy and their cores they puff up. If they are a close binary the bigger star will donate material to the smaller star. Eventually it will lose most of its material as it evolves. You'll get a white dwarf, which is an electron-degenerate ball of gas that weighs roughly .6 to 1 times the mass of our sun, all compacted in something about the size of the Earth. You get a planetary nebula, we think, which you can go out to see - it’s a very pretty object in a telescope. Meanwhile, inside the bigger star now, it has got all this extra materials, heated up and burning its material quickly. It will start to expand and it can donate its material under certain circumstances to the white dwarf and make it grow in mass. And as Chandrasekhar showed that when you reach 1.383 times the mass of our sun you become unstable. It turns out in practice just before that the centre gets dense enough that carbon starts burning and over about a 1000 years runs away and then: Bam! You get an exponential burn and the whole shooting match goes up in a period of about a second. Turning that 1.4 solar mass ball of gas into about .6 solar masses of nickel 56 and a mixture of other stuff. And that nickel 56 is highly radioactive and so over 21 days or so, or 17 days, its radioactive energy leaks out and you get this incredibly bright ball of gas five billion times brighter than the sun. That you can conveniently see up to probably 10 or 11 or even 12 billion years in the past. A group in Chile that I worked with for my PhD thesis, well, they figured out how to measure distances with these very accurately. And so that was the key ingredient - that happened in the early 1990s, And so all you have to do is go out and find them. Now part of going out and making a discovery is starting a team. And as I was telling people earlier today, when I was 27 I worked with a bunch of people, my mentors, to start on this project. I had no power, I had no money, I had enthusiasm. That turns out to be enough to start a team in science. That’s why science is so great. So, we started our team and the key was to find supernovae. Now in 1994, we would take 1000 2000 x 4000 pixel images - that was a lot of data in 1994. And in a period of 24 hours we had to find the needles in the haystack. There was like 1 object in every 250 frames. And so let’s see if we can find one. Here is an object - the reason we know it is we compare a before-and-after image. And so by comparing that you can see what has come out. In that we had to deal with essentially big data of 1994, and we used rudimentary artificial intelligence algorithms back then which I can tell you weren’t very good. They are much, much better now. But, it was enough, well enough with a lot of help. In practice this is how we found them. We went off to a telescope in Chile. As the data came down from the sky we had to be extremely well organised. So there’s Nick Suntzeff who helped to form this team with me in 1994. And you only get six nights a year. And you need two pairs of observations. So, you don’t want to screw anything up because if you screw up once they are not going to give you any more telescope time. And so as the data comes in we are checking it, checking it, checking it, the software is going through and trying to find the candidates but it finds lots of drunks - not drunks, finds lots of duds. It finds cosmic rays, it finds asteroids, and occasionally finds supernovae. We have literally a team of people there pouring over the data in real time trying to find the things that are most interesting. We get together and then we have to send the data to Hawaii where the ten metre telescope has just been built – Keck – because it’s the only telescope in the world big enough to take a spectrum. So there we have this amazing telescope. That’s Adam Riess and Alexei Filippenko. They are going to take a spectrum so we can get a redshift and make sure that what we are seeing really is one of these type Ia supernovae. So, after three and a half years of doing this you get to see what the data looks like - this is what our data looked like. You have redshift versus essentially distance where I’ve made it obvious what is going on here. Each supernova is a point on there, and you compare nearby with the distant objects and what do we see? Well, we see the distant objects are not in the bottom part of the diagram where the universe is slowing down over time, rather they are on the top part of the diagram where things are speeding up. So, that was a surprise and you don’t go: Eureka! You say: Oh dear, what have we done for 3 and a half years that we are getting a wrong answer that no one is ever going to believe. So you spend a lot of time checking your work and trying to understand it. Then something interesting happened. There’s a team that you are competing with, I should say Steve Chu was the boss of this team, so I have to make sure that we announce it well or he’ll give me a hard time later on. But you’re in serious strong competition with this group and you suddenly realise, both of us are getting the same crazy answer at the same time. That’s highly motivating for publishing quickly (laughter) but in the end there were 2 papers that came out. And we both got this crazy result. That doesn’t mean it’s correct, we could have made the same mistake, we were using the same basic technique. But at least it provides some assurance. And so it is on the basis of that paper that we were given the Nobel Prize, here we are, our team. Now you will note there are 19 men on that group. That reflects my discipline in 1993. The good news is right now half my group are women, so we are changing but it takes time. Of course, the other team, that is our competition. They came from physics and they actually did have some women which was great for them (laughter). I mean that seriously, we should be ashamed of ourselves they were better than us on that. So, what causes this? Of course, Einstein put the cosmological constant in his equations back in 1917, probably for a poor reason but he did put it there. And that energy which is part of space which is how you can think of the cosmological constant causes gravity. It has negative pressure and it causes gravity to push rather than pull. So in practice, the stuff we now call dark energy, well, we needed the universe to be about 70% of that stuff to explain our answer, the 30% is just normal stuff that we were used to. So, if you think about it, what we are looking at is a model that looks like this, a universe which spent its first 13.8 billion years slowing down and has only recently started speeding up and we expect it to exponentially expand. That’s what the Friedmann equation with the cosmological constant says the universe is going to do. It’s a complicated trajectory that the universe should not be doing that. We live in a very specific place where things are changing. It’s a funny place to be. It has very conveniently, it gives almost exactly the same age it’s just the simple extrapolation, within 3%. All right, so let’s say we are going to go out and make another measurement. Astronomers can go out and look at galaxies, there are probes of gravity. And, of course, within a computer you can simulate different universes to see if I start with quantum fluctuations expanded out I can go through. And I can see what the result would look like in terms of large scale structure. And so this is one such simulation done here in Germany and you can see that galaxies start to form as gravity collapses the structures and then what you do is you say: Let’s make our own universe and see what things look like. For example here’s the data that we took in Australia. There’s a similar larger survey done a couple of years later in the United States. And you can say model 1, 2, 3 or 4 - which one looks right. Now, of course, we use power spectrum ways of statistically quantifying the data. But the statistics show very clearly it’s model 3 which, interestingly enough, essentially had a matter content 30% of flatness, so Omega =.3. So, that’s what they can do, completely insensitive to the cosmological constant these measurements, just like it doesn’t exist for this type of measurement. So, they get this measurement of Omega matter = .3, there’s a problem of course because there’s about 6 times more matter than there is, that we can account for from atoms. And so that brings up the age old problem of dark matter. Wherever we look in the universe, whether it be galaxies or in clusters of galaxies, there’s always more gravity than there are atoms to explain that. So, dark matter, how would we find that out? Well, the cosmic microwave background is really the thing that allows us to do precision experiments in the universe today. So, these, as I said, are essentially sound waves of matter splashing around the universe after the Big Bang. And so we can go through and we can learn from them because if you think of the universe as a pond if you throw a rock in a pond you get wave action. It depends if the pond is made out of water or treacle, you get different waves. And so you can actually use the wave action to figure out what the universe looks like because the Big Bang, those quantum fluctuations are like throwing gravel in the universe. And then you let the waves go around for 380,000 years when suddenly the universe turns transparent, we get a snap shot and you can look through and say, what does the universe look like? Well, in detail you can go through and see this is the wave action for different amounts of atoms and different amounts of total matter including dark matter. And you can deconstruct that because the data is so insanely good and there’s a model, fits through the data beautifully. That is a very complicated model so it’s very precisely able to tell you what’s the universe made out of, 6.5 parts dark matter – dark matter is stuff that only interacts by gravity, that’s as simple as it gets - to one part atoms. The other thing you can do is you can use the fact that the universe’s geometry magnifies or demagnifies the universe. And so depending on which universe you are in these things are going to appear smaller or larger. And so if you look at the curves you can see that the geometry makes a big difference of magnifying shifting things this way. Dark energy and the acceleration makes a small bit, enough to actually measure as well a bit. So, what do you end up with? Well, you end up with a universe that looks exactly flat when we compare data. It is within .5 percent under almost any set up assumptions. The universe is very close to Omega matter = 1. So, you have the cosmic microwave background that says the universe is flat - Omega is 1. You have 30% from the large scale structure in gravity so that gives you essentially a universe that is 70% mystery matter. The same stuff, the supernovae you are seeing and so the latest numbers are this, we are in a universe that’s only 5% atoms, 69% dark energy, 26% dark matter. It is a messy universe that should not be this way, if you were a reductionist and you wanted to break things down to simplicity. So, the density of the universe, well, we know the Hubble constant quite well. It’s very close to 70 plus or minus about 3 right now. And so we have a universe made up of these fractions of things. But we can also see how many photons there are for example. You get that from the black body so that’s something that George Smoot measured. But he talked about gravity waves, so I'm going to talk about George’s Nobel Prize here. You can also go through and look at things like neutrinos. The best measurement of the mass of the neutrino, at least the upper mass, now comes from astrophysics. Probably make a couple of physicists mad there. But if you have a universe full of neutrinos, you don’t know how many there are compared to the photons due to the physics in the early universe, if they get heavier and heavier the sum of them, then that affects the large-scale structure. And right now our measurements of galaxies tell us that the mass neutrino or the sum of them must be below .25 eV. So, our cosmological model, well, you start with these initial fluctuations from the Big Bang inflation. You’ve got a universe made up of all this stuff, and that agrees with essentially every measurement we’ve made in the universe. And that is what science is all about, having a theory which predicts things. Now, there’re some problems which I’ll talk about in a second. The only newly arising issue is that Adam Riess, my co-Nobel prize winner, has measured very accurately now the Hubble constant and he is claiming that there may be a discrepancy between the local value of the Hubble constant and that which you get from the cosmic microwave background. I'm not sure yet, I'd call it 50/50, maybe. Worthwhile looking at, it needs more attention and it’s a very hard measurement. So, dark matter, dark energy inflation. Those are our three problems with that model. We don’t know what inflation is, we don’t know what dark matter is, we don’t know what dark energy is. We know how they behave, we just don’t know why they are there. The big questions we have to look for is what is dark matter? What is dark energy? Why do neutrinos have mass – that’s an interesting one as well, not exactly astrophysics. Why is the universe not just full of photons? The equations of the early universe say everything should have been annihilated, we should not have any atoms or dark matter. What is dark matter? And what is inflation? Just to give you a sense of how astronomers can answer what seems imponderable – how could you figure out what happened when the universe was 10^-35 seconds old? Well, down in South Pole we had a bit of excitement last year, where people measured what they thought was the imprint of gravitational waves in the cosmic microwave background through what we call B-modes which are essentially the cross product of the polarisation – very exciting. Unfortunately, it’s a hard measurement because the universe is full of dust which is also polarised. Here’s the part measurement and it’s measurement of polarisation. They were looking down on this area and it turns out the polarisation there was stronger than their signal. So shame on them – no. Probably shouldn't have done the press release. But it is good they are out there trying to make this measurement. This is profound because if and when we detect this, we are going to get a constraint when the universe was 10^-35 seconds old, our best chance to understand inflation and what the Big Bang is. So, I will leave you with Einstein’s to my mind greatest quote: Excellent to use when your politician comes up to you and asks you, ”What on earth are you doing?” Tell him that. Thank you very much.

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: 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: 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: Eine großartige Antwort, wenn Ihr Politiker Sie fragt: „Was um alles in der Welt machen Sie?“ Sagen Sie ihm das. Vielen Dank!


13.8 Billion years ago, something happened - the Big Bang - which set in motion our expanding Universe. Through the systematic process of science, humanity has managed in a very short time to piece together a comprehensive story of our Universe. In 2016 the vital statistics of the universe - its composition, size, density, shape, and age – are known to remarkable accuracy. But the job is nowhere near done. In my lecture, I will discuss what we know, and what we don't know about the Universe, and try to guess likely new areas for discovery in the years and decades to come.