Einteilung der VL HEUTE. Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL,

Transkript

1 Einteilung der VL 1. Einführung 2. Hubblesche Gesetz 3. Antigravitation 4. Gravitation 5. Entwicklung des Universums 6. Temperaturentwicklung 7. Kosmische Hintergrundstrahlung 8. CMB kombiniert mit SN1a 9. Strukturbildung 10. Neutrinos 11. Grand Unified Theories Suche nach DM HEUTE Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL,

2 Vorlesung 7 Roter Faden: 1. Cosmic Microwave Background radiation (CMB) 2. Akustische Peaks Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL,

3 Entstehung der 3K kosmischen Hintergrundstrahlung Cosmic Microwave Background (CMB)) Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL,

4 Last Scattering Surface (LSS) Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL,

5 Das elektromagnetische Spektrum Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL,

6 Entdeckung der CMB von Penzias und Wilson in 1965 Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL,

7 Penzias and Wilson found isotropic noise in antenna. Dicke et al. told them, this is the CMB! Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL,

8 Princeton group from Dicke looked for CMB Although these authors had the idea, Penzias and Wilson got the Nobel prize! Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL,

9 The COBE satellite: first precision CMB experiment Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL,

10 Kosmische Hintergrundstrahlung gemessen mit dem COBE Satelliten (1991) Mather(left) (NASA), Smoot (LBL, Berkeley) Nobelpreis 2006 T = ± K Dichte der Photonen 412 pro cm 3 Wellenlänge der Photonen ca. 1,5 mm, so dichteste Packung ca. (10 mm / 1.5 mm) 3 = ca. 300/cm 3, so 400 sind viele Photonen/cm 3 Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL,

11 CMB Anisotropie (Temp. Fluktuationen) The oval shapes show a spherical surface, as in a global map. The whole sky can be thought of as the inside of a sphere. Patches in the brightness are about 1 part in 100,000 = a bacterium on a bowling ball = 60 meter waves on the surface of the Earth. Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL,

12 Dipol-Anisotropie Da die Erde sich durch den CMB bewegt, erwartet man eine Rotverschiebung für die Photonen, die von hinten kommen und eine Blauverschiebung der Photonen, die uns entgegenkommen. Daher erwartet man eine Dipol-Anisotropie mit einer Temperaturdifferenz von ΔT/T = Diese wurde beobachtet in den siebziger Jahren (Conklin 1969, Henry 1971, Corey and Wilkinson 1976 and Smoot, Gorenstein and Muller 1977). Von akustische Wellen wurden zusätzliche Temperaturschwankungen auf kleine Skalen erwartet in der Größenordnung , aber diese wurden nicht gefunden. Nachdem DM berücksichtigt wurde, erwartete man ΔT/T = Dies konnte später nur mit Satelliten nachgewiesen werden. Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL,

13 Temperatur-Fluktuationen = Dichtefluktuationen WMAP vs COBE WMAP 45 times sensitivity ΔT/T 200uK/2.7K Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL,

14 Dichtefluktuationen zeigen Wellencharakter, sowohl im Ozean als in der CMB Blick von Satellit ins Universum Blick von Satellit auf die Erde WMAP id=4724 Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL,

15 Entwicklung der Dichtefluktuationen im Universum Man kann die Dichtefluktuationen im frühen Univ. als Temp.-Fluktuationen der CMB beobachten! Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL,

16 -DT / T ~ Dr / r Frage: Warum Vorzeichen zwischen Temperaturfluktuationen und Druck NEGATIV? Erwarte: erhöhte Druck entspricht erhöhte Temperatur! Antwort: es ist die DM, die zum Zeitpunkt der Entstehung der CMB schon tiefe Töpfe im Gravitationspotential gebildet hat. Dadurch müssen Photonen aus diesen Töpfe klettern und verlieren dabei Energie. Dadurch dreht sich das Vorzeichen um, weil die erhöhte Temperatur im Potentialtopf wird durch die gravitative Rotverschiebung überkompensiert. Resultat: Temperaturanisotropie VIEL kleiner als erwartet ohne DM! Daher so extrem schwierig zu beobachten. Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL,

17 NASA Science Team WMAP: ein Fernsehschüssel zur Beobachtung des frühen Universums WMAP: 1,5 Millionen km von der Erde entfernt (3 Monate Reisezeit, Beobachtung täglich seit 2001) Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL,

18 WMAP Orbit Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL,

19 WMAP spinning to cover full sky Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL,

20 Himmelsabdeckung Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL,

21 WMAP Elektronik HEMT= High Electron Mobility Transistors (100 GHz) Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL,

22 Rotationally excited CN The first observations of the CMB were made by McKellar using interstellar molecules in The image shows a spectrum of the star zeta Oph taken in 1940 which shows the weak R(1) line from rotationally excited CN. The significance of these data was not realized at the time, and there is even a line in the 1950 book Spectra of Diatomic Molecules by the Nobel-prize winning physicist Gerhard Herzberg, noting the 2.3 K rotational temperature of the cyanogen molecule (CN) in interstellar space but stating that it had "only a very restricted meaning." We now know that this molecule is primarily excited by the CMB implying a brightness temperature of T o = / K at a wavelength of 2.64 mm ( Roth, Meyer & Hawkins 1993). Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL,

23 Warum ist die CMB so wichtig in der Kosmologie? a) Die CMB beweist, dass das Universum früher heiß war und das die Temperaturentwicklung verstanden ist b) Alle Wellenlängen ab einer bestimmten Länge (=oberhalb der akustischen Wellenlängen) kommen alle gleich stark vor, wie von der Inflation vorhergesagt (bei VL über Infation mehr). c) Kleine Wellenlängen (akustische Wellen) zeigen ein sehr spezifisches Leistungsspektrum der akustischen Wellen im frühen Universum. Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL,

24 Warum gibt es akustische Wellen im frühen Universum? Definiere: δ=δρ/ρ Newton: F=ma oder (F G -F P ) = m a oder F=ma F G F P δ`` = k δ with k>0 für F G >F P Lösung: Druck gering: δ=ae bt, d.h. exponentielle Zunahme von δ (->Gravitationskollaps) Oder: δ`` = k δ with k<0 für F G <F P Lösung: : δ=ae ibt, d.h. Oszillation von δ (akustische Welle) Rücktreibende Kraft: Gravitation Antreibende Kraft: Photonendruck Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL,

25 Mathematisches Modell Photonen, Elektronen, Baryonen wegen der starken Kopplung wie eine Flüssigkeit behandelt ρ, v, p Dunkle Materie dominiert das durch die Dichtefluktuationen hervorgerufene Gravitationspotential Φ δρ/δt+ (ρv)=0 (Kontinuitätsgleichung = Masse-Erhaltung)) v+(v )v = - (Φ+p/ρ) (Euler Gleichung = Impulserhaltung) ² Φ = 4πGρ (Poissongleichung = klassische Gravitation) Tiefe des Potentialtopfs bestimmt durch dunkle Materie erst nach Überholen durch den akustischen Horizont H s = c s H -1, (c s = Schallgeschwindigkeit) können die ersten beiden Gleichungen verwendet werden Lösung kann numerisch oder mit Vereinfachungen analytisch bestimmt werden und entspricht grob einem gedämpftem harmonischen Oszillator mit einer antreibenden Kraft Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL,

26 Die ersten akustischen Wellen des Urknalls a) Gas wird durch Gebiete mit Überdichte angezogen kälter Verdünnung Verdichtung heißer kälter Verdünnung b) Es expandiert nach Kompression durch Überhitzung heißer Verdichtung Verdünnung kälter heißer Verdichtung c) Es komprimiert wieder nach Abkühlung Diese oszillierende Dichteschwankungen SIND akustische Wellen Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL,

27 Akustische Peaks im Detail 1. akust. Peak t=t rec t=1/2t rec t=1/2t rec 2. akust. Peak t=1/3t rec 3. akust. Peak Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL,

28 Akustische Wellen im frühen Universum Überdichten am Anfang: Inflation Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL,

29 Druck der akust. Welle und Gravitation verstärken die Temperaturschwankungen in der Grundwelle (im ersten Peak) Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL,

30 Druck der akust. Welle und Gravitation wirken gegeneinander in der Oberwelle ( im zweiten Peak) Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL,

31 Akustische Wellen SIND Dichteschwankungen Modern Flute Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL,

32 Klang des Urknalls nach Jahren (transponiert um 50 Oktaven nach oben) nicht-akustisch akustisch Beachte: am Anfang gab es keinen Knall, sondern absolute Ruhe! A 220 Hz Frequenz (in Hz) Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL,

33 Warum sind Töne des Urknalls so tief? WEIL DAS UNIVERSUM SO GROß IST! Mark Whittle Mark Whittle Beachte:am Anfang gab es keinen Knall, sondern absolute Ruhe! Dann fing es an zu Grummeln wie es aus der Strahlung des frühen Universums ersichtlich wurde. Spiele Grummeln 50 Oktave höher ab, damit es hörbar wird Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL,

34 Schlussfolgerungen aus der kosmischen Hintergrundstrahlung (CMB=Cosmic Microwave background) Das Universum war am Anfang unglaublich heiss (wegen der hohen Intensität der heutigen CMB: 400 Photonen/cm 3 ) Die Temperatur ist nicht perfekt isotrop, sondern zeigt Anisotropien mit Temperaturfluktuationen von einigen Mikrokelvin (und eine Dipolanistropie von einigen mk). Die MikroKelvin Fluktuationen auf kleinen Skalen entsprechen akustische Wellen des frühen Universum. Daraus wissen wir, wie der Urknall geklungen hat! Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL,