Relativitätstheorie - Fakultät für Physik und Astronomie - Universität ...
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166 Kosmologie Bemerkung: Die in der obigen Abbildung gezeigten filigranen Strukturen der Verteilung der Gala- xien werden gegenwärtig mit Hilfe der sogenannten Inflationstheorie erklärt. Dieser Theorie zufolge hat sich das Universum kurz nach dem Urknall wegen eines Phasenübergangs schlagartig über viele Größenordnungen ausgedehnt. Die kurz nach dem Urknall präsenten Quantenfluktuationen wurden auf diese Weise kausal getrennt und auf einer Skala eingefroren, die heute etwa 100 Mpc entspricht. Damit ergaben sich Regionen mit minimal unterschiedlicher Dichte, die als Anisotropie im Mikro- wellenhintergrund nachweisbar sind. Diese eingefrorenen Dichtefluktuationen sind mit der heutigen Dichteverteilung der Galaxien korreliert. Die Metrik, die ein homogenes, rotationssymmetrisches Weltall beschreibt, wurde bereits im Zusammenhang mit dem Gravitationskollaps diskutiert (siehe Abschnitt 7.3.4 auf S. 157). Hier gingen wir ebenfalls von Rotationsinvarianz des Problems und einer homogenen Massenverteilung (d.h. konstanten Krümmung der Raumzeit) aus. Wenden wir diese Metrik nun nicht auf das Innere eines Sterns, sondern auf das gesamte Universum an, so nennen wir sie die Friedmann- Robertson-Walker (FRW)-Metrik1 : ds 2 = c 2 dt 2 � dr2 − R(t) 1 − kr2 + r2 � dθ 2 + sin 2 θdφ 2�� . (8.1) In dieser Darstellung hat der so genannte Skalenparameter R(t) die Dimension einer Länge und beschreibt die momentane Ausdehnung des Universums, während k = 0,±1 und r ∈ [0,1] ist. 8.1.2 Herleitung der FRW-Metrik Obwohl die FRW-Metrik bereits in Abschnitt 7.3.4 hergeleitet wurde, wollen wir hier eine alternative Herleitung vorstellen, die das Modell eines isotropen, gleichmäßig gekrümmten Raumes auf andere Weise veranschaulicht. Dazu betten wir für gegebenes t den durch die Koordinaten x1,x2,x3 beschriebenen räumlichen Anteil der Raumzeit in einen höherdimensionalen ebenen Raum ein. Bei positiver konstanter Krümmung hat dieser Anteil die Form der Oberfläche einer vierdimensionalen Kugel und kann deshalb problemlos in einen R 4 eingebettet werden. Bei negativer Krümmung ist dies nach einem Resultat von David Hilbert nicht möglich, doch kann man einen Raum mit konstanter negativer Krümmung in einen pseudoeuklidischen Raum ebenen Raum, den R 3 1 , einbetten, wobei wir die zusätzliche Koordinate als x4 bezeichnen wollen 2 . Zur Erinnerung: Der pseudoeuklidische Raum Rn k ist ein (n+k)-dimensionaler Raum mit dem Skalarprodukt: n n+k 〈x,y〉 = ∑ xiyi − ∑ xiyi , i=1 i=n+1 d.h. er besitzt eine diagonale Metrik, wobei die Signatur der ersten n Dimensionen positiv und die der folgenden k Dimensionen negativ ist. In diesem Einbettungsraum definieren wir nun eine Hyperfläche durch x 2 4 = x 2 1 + x 2 2 + x 2 3 − κR(t) 2 . (8.2) Dabei ist R(t) die aktuelle Ausdehnung (Skalenparameter) des Universums und κ = ±1 ist ein Parameter, der das Vorzeichen der Krümmung der Hyperfläche angibt. Bei einer infinitesimalen 1 benannt nach Howard Percy Robertson, US-amerikanischer Mathematiker und Physiker, und Arthur Geoffrey Walker, britischer Mathematiker 2 nach [19], Kap. 7a, Bsp. Nr 7.3. Haye Hinrichsen — Allgemeine Relativitätstheorie
8.1 Die Friedmann-Robertson-Walker-Metrik 167 Abbildung 8.1: Verschwindende, positive und negative Krümmung am Beispiel zweidimensionaler Oberflächen Verschiebung xi → xi + dxi erhält man in niedrigster Ordnung x4 dx4 = x1 dx1 + x2 dx2 + x3 dx3. Durch Auflösen nach dx4, Quadrieren und Einsetzen von (8.2) erhalten wir (dx4) 2 = (x1 dx1 + x2 dx2 + x3 dx3) 2 x 2 1 + x2 2 + x2 3 − κR(t)2 . (8.3) Damit ist das Linienelement dl 2 im Einbettungsraum gegeben durch Mit Kugelkoordinaten dl 2 = (dx1) 2 + (dx2) 2 + (dx3) 2 − (x1 dx1 + x2 dx2 + x3 dx3) 2 x2 1 + x2 2 + x2 (8.4) 3 − κR(t)2 = (dx1) 2 + (dx2) 2 + (dx3) 2 + (x1 dx1 + x2 dx2 + x3 dx3) 2 κR(t) 2 − x 2 1 − x2 2 − x2 3 (8.5) x1 = rR(t)sinθ cosφ, x2 = rR(t)sinθ cosφ, x3 = rR(t)cosθ (8.6) geht dieser Ausdruck über in dl 2 = R(t) 2� dr 2 + r 2 dθ 2 + r 2 dφ 2 sin 2 � θ + R(t)2r 2 dr2 κ − r2 . (8.7) Für das relativistische Linienelement ergibt sich damit ds 2 = c 2 dt 2 − dl 2 = c 2 dt 2 − R(t) 2 � dr2 1 − kr2 + r2 dθ 2 + r 2 sin 2 θ dφ 2 � , (8.8) wobei k = 1/κ ist. Der radiale Parameter r läuft wieder von 0 bis 1 und der Parameter k = ±1 bestimmt die Form der Raumzeit. Für k > 0 ergibt sich eine geschlossene Raumzeit (ähnlich einer Kugeloberfläche), für k < 0 eine offene Raumzeit (ähnlich einer Sattelfläche) und für k → 0 ist die Raumzeit flach. Die Folge dessen lässt sich an der Oberfläche einer Kugel veranschaulichen: Für k > 0 gilt A(r) < 4πr 2 , bzw. A(r) > 4πr 2 für k < 0. 8.1.3 Entfernungen in der FRW-Metrik Um mit der FRW-Metrik besser rechnen zu können, substituieren wir r ↦→ χ(r) = Damit erhalten wir, abhängig von k, folgende Darstellung für r: ⎧ ⎪⎨ sinχ falls k = 1 r = f (χ) = χ ⎪⎩ sinhχ falls k = 0 falls k = −1 � r Haye Hinrichsen — Allgemeine Relativitätstheorie 0 dr ′ √ . (8.9) 1 − kr ′2 (8.10)
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8.1 Die Friedmann-Robertson-Walker-Metrik 167<br />
Abbildung 8.1: Verschwindende, positive <strong>und</strong> negative Krümmung am Beispiel zweidimensionaler Oberflächen<br />
Verschiebung xi → xi + dxi erhält man in niedrigster Ordnung x4 dx4 = x1 dx1 + x2 dx2 + x3 dx3.<br />
Durch Auflösen nach dx4, Quadrieren <strong>und</strong> Einsetzen von (8.2) erhalten wir<br />
(dx4) 2 = (x1 dx1 + x2 dx2 + x3 dx3) 2<br />
x 2 1 + x2 2 + x2 3 − κR(t)2 . (8.3)<br />
Damit ist das Linienelement dl 2 im Einbettungsraum gegeben durch<br />
Mit Kugelkoordinaten<br />
dl 2 = (dx1) 2 + (dx2) 2 + (dx3) 2 − (x1 dx1 + x2 dx2 + x3 dx3) 2<br />
x2 1 + x2 2 + x2 (8.4)<br />
3 − κR(t)2<br />
= (dx1) 2 + (dx2) 2 + (dx3) 2 + (x1 dx1 + x2 dx2 + x3 dx3) 2<br />
κR(t) 2 − x 2 1 − x2 2 − x2 3<br />
(8.5)<br />
x1 = rR(t)sinθ cosφ, x2 = rR(t)sinθ cosφ, x3 = rR(t)cosθ (8.6)<br />
geht dieser Ausdruck über in<br />
dl 2 = R(t) 2�<br />
dr 2 + r 2 dθ 2 + r 2 dφ 2 sin 2 �<br />
θ + R(t)2r 2 dr2 κ − r2 . (8.7)<br />
Für das relativistische Linienelement ergibt sich damit<br />
ds 2 = c 2 dt 2 − dl 2 = c 2 dt 2 − R(t) 2<br />
�<br />
dr2 1 − kr2 + r2 dθ 2 + r 2 sin 2 θ dφ 2<br />
�<br />
, (8.8)<br />
wobei k = 1/κ ist. Der radiale Parameter r läuft wieder von 0 bis 1 <strong>und</strong> der Parameter k = ±1 bestimmt<br />
die Form der Raumzeit. Für k > 0 ergibt sich eine geschlossene Raumzeit (ähnlich einer<br />
Kugeloberfläche), <strong>für</strong> k < 0 eine offene Raumzeit (ähnlich einer Sattelfläche) <strong>und</strong> <strong>für</strong> k → 0 ist<br />
die Raumzeit flach. Die Folge dessen lässt sich an der Oberfläche einer Kugel veranschaulichen:<br />
Für k > 0 gilt A(r) < 4πr 2 , bzw. A(r) > 4πr 2 <strong>für</strong> k < 0.<br />
8.1.3 Entfernungen in der FRW-Metrik<br />
Um mit der FRW-Metrik besser rechnen zu können, substituieren wir<br />
r ↦→ χ(r) =<br />
Damit erhalten wir, abhängig von k, folgende Darstellung <strong>für</strong> r:<br />
⎧<br />
⎪⎨ sinχ falls k = 1<br />
r = f (χ) = χ<br />
⎪⎩<br />
sinhχ<br />
falls k = 0<br />
falls k = −1<br />
� r<br />
Haye Hinrichsen — Allgemeine <strong>Relativitätstheorie</strong><br />
0<br />
dr ′<br />
√ . (8.9)<br />
1 − kr ′2<br />
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