Kosmologie. Wintersemester 2015/16 Vorlesung # 15,
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- Frida Salzmann
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1 Kosmologie Wintersemester 2015/16 Vorlesung # 15, Guido Drexlin, Institut für Experimentelle Kernphysik, Fakultät für Physik Dunkles Universum - DM-Halos - Dunkle Energie: L und dynamische Ansätze (Quintessenz) - Dark Energy Survey - zukünftige Entwicklung & offene Fragenstellungen KIT Die Forschungsuniversität in der Helmholtz-Gemeinschaft
2 BAOs & Evidenzen für DM Akustische Oszillationen von Baryonen: - CMB Grundmode (1. Peak): auslaufende Dichtewelle (Baryonen und Photonen), nach Entkopplung wachsen baryonische Kugelschalen (Galaxien) an durch Hubble-Expansion - SDSS-BOSS: Nachweis des BAO-Signals (7s) idealer Maßstab für Skalenparameter a(t) Astrophysikalische DM-Evidenzen Galaxienrotation Cluster: M DM ( r) - Gas: Röntgen-T - Virialtheorem (Zwicky) - Bullet-Cluster - Gravitationslinsen r DM ( r) 1 r G. Drexlin VL15
3 Gravitationslinseneffekt & DM 1 g 1 b 1 f Gravitationslinsen: - starke Linse: Bögen, Kreuze, - schwache Linse: statistische Verzerrung ohne Linse schwacher Linseneffekt vorher nachher Hinter- grund- Galaxien Linse: Cluster mit CDM Abbild G. Drexlin VL15
4 5.3 Dunkle Materie Halos Strukturen von Baryonen (H/He-Atome, schwere Elemente): - gravitative Kontraktion entsprechend Jeans-Kriterium - bei Jeans-Instabilität: Wechselwirkung mit Photonen Energie kann abgestrahlt werden (Dissipation) Baryonen kühlen sich ab (gravitative Kontraktion) - Bildung einer flachen Galaxienscheibe mit großräumiger Rotation (Drehimpulserhaltung) G. Drexlin VL15
5 Dichteprofile von Baryonen & DM Dunkle Materie: WIMPs - wechselwirken nur gravitativ - wechselwirken nicht mit Baryonen oder Strahlung Energie kann nicht abgestrahlt werden (keine Dissipation) - WIMPs kühlen sich nicht ab (nur gravitative Gezeitenkräfte) - Bildung eines sphärischen Halos - Halo ohne makroskopische Rotation G. Drexlin VL15
6 DM Halos - Eigenschaften Halo-DM-Modelle: - sphärische (i.a. triaxiale) Halos mit isotroper/anisotroper Geschwindigkeitsverteilung Parametrisierung: - für kugelförmigen Halo sinkt die Dichte mit (r) ~ r -2 ( r) (r) Galaxie Halo aus dunkler Materie - universelles NFW-Profil Navarro-Frenk-White-Profil für wechselwirkungsfreie DM-Teilchen DM r R S r R 0 : Normierung der Dichte R S : Skalenradius DM-Halo S N F W NFW Profil G. Drexlin VL15
7 Deklination DM Halos & Galaxien warps Dynamik triaxialer DM Halos 3-dim. Lage der Galaxienscheibe relativ zur großen Halbachse des DM Halos Beobachtung: auch einzelnstehende Galaxien zeigen warps im Außenbereich (Gas) warp warp triaxialer DM-Halo Erklärungsmodell: - Verkippung der Lage der Galaxienscheibe gegen große DM-Halbachse (z.b. durch einen Merger-Prozess) - Dynamik des äußeren Gases wird durch die Lage des DM Halos (große Halbachse) bestimmt Gas Gas Rektaszension G. Drexlin VL15
8 Simulation von galaktischen DM Halos N-Teilchensimulationen mit hoher räumlicher Auflösung ( CPU h): ~ DM-sub-Halos in galaktischem Halo 5 massive sub-halos (> M, aber zu massearm für Protogalaxis) kpc: 234 Mio DM Teilchen M tot = M G. Drexlin VL15
9 G. Drexlin VL04
10 CDM Halostruktur (I) moderate CMD Massenauflösung G. Drexlin VL15
11 CDM Halostruktur (II) gute CDM Massenauflösung G. Drexlin VL15
12 CDM Halostruktur (III) sehr feine CDM Massenauflösung G. Drexlin VL15
13 CDM galakticher Halo mit Substruktur G. Drexlin VL15
14 Fehlende Zwerggalaxien und WDM Anzahl N der Zwerg-Galaxien um Milchstrasse: Beobachtung: N ~ 30 bis zu d = 420 kpc Erwartung: N ~ 500 in Standard-CDM-Halo Problem der fehlenden Zwerg-Galaxien Lösung: Astrophysik oder Teilchenphysik Astrophysik: a) DM-Halos mit extrem geringem Baryonenanteil b) DM-Halos durch Gezeiten-Ww. mit Galaxien zerrissen Teilchenphysik: WDM-Modelle mit sterilen Neutrinos sagen N ~ 30 voraus! CDM WDM c 0 n steril Wirkung: Auswaschen von Skalen l < 1 pc G. Drexlin VL15 Wirkung: Auswaschen von Skalen l < 100 kpc
15 5.4 Dunkle Energie Evidenzen für Dunkle Energie SN Ia Helligkeitskurven - SNIa: Explosion eines weißen Zwerges mit Masse M > 1.38 M (vgl. ATP-II) - Standardkerze, da Helligkeit stets M = mag - weit entfernte SNIa lichtschwächer als erwartet für Universum mit ä(t) 0 CMB-Multipol & ISW-Effekt - CMB-Multipol: 1. akustischer Peak ergibt W tot = 1, 2.+3.: W DM = 0.27 daher W L = Integraler Sachs-Wolfe Effekt CMB in expand. Voids/Clustern G. Drexlin VL15
16 Lichtlaufzeit (10 9 a) SNIa & Dunkle Energie L Helligkeiten von SNIae als Funktion von z: Entdeckung der Dunklen Energie Adam Riess: Logbuch Hubble-Resultate Rotverschiebung z G. Drexlin VL15
17 SNIa als Standardkerzen 1998: weit entfernte SNIae (z > 0.2) sind lichtschwächer als nach extrapoliertem linearen Hubble-Gesetz erwartet beschleunigte Expansion 42 SNIa-Explosionen 2 SN-Teams (1998) - The High-Z SN Search (Mount Stromlo Observatory): Brian Schmidt et al. - Supernova Cosmology Project: S. Perlmutter et al G. Drexlin VL15
18 SNIa als Standardkerzen heute: weitere Datenpunkte durch ESSENCE, SNLS Rotverschiebung z G. Drexlin VL15
19 SNIa und Kosmologie Dichte der dunklen Energie Dichte der dunklen Energie kombinierte Ergebnisse von SNIa Daten und der CMBR (Planck) 3 Resultate & der Galaxiencluster (gelb) kein Urknall konvergieren bei W m = 0.31 und W L = 0.69 W V 2 SNIa LCDM 1.0 nur dunkle Energie CMBR 0 Rekollaps 0.5 Konkordanzmodell Materiedichte G. Drexlin VL15 Weltalter W m 0 leeres Universum Einstein-de Sitter Universum Materiedichte
20 Dark Energy Survey neues internationales Projekt zur Untersuchung der Eigenschaften der Dunklen Energie Teleskop: 4 m Blanco Teleskop am Cerro Tololo Inter-American Observatorium in Chile. - DECam: Dark Energy Camera 520 Megapixel CCD (62 Chips mit je Pixeln) Wissenschaftliche Ziele: Studium der Dunklen Energie mit 4 Methoden: - ca SNIae, daraus Expansionsrate ä(t) - ca Galaxienclustern (Strukturbildung) - ca Galaxien (weak lensing), daraus 3D Kartierung der Materie im kosmischen Web - Baryon Acoustic Oscillations (BAO) G. Drexlin VL15
21 Dark Energy Survey DECam besitzt sehr großes Gesichtsfeld 2.2 Untersuchung eines Felds von 5000 Quadrat-Grad über 5 Jahre, Beginn der Datennahme ab 8/2013, G. Drexlin VL15
22 Square Kilometre Array neues internationales Projekt der Radioastronomie mit A = 1 km 2, Australien & Südafrika, 2023 voller Betrieb, 21 cm H-Linie für LSS G. Drexlin VL15
23 Dunkle Energie & Alternativen beschleunigte Expansion als Effekt : a+b) dunkle Energie (kosmologische Konstante L, Quintessenz) bzw. durch c) modifizierte Gravitation d) Topologie a) b) kosmologische Konstante L konstanter Parameter- Vakuumfluktuationen Quintessenz big rip/big crunch dynamische Variableabhängig von Zeit & Raum w = -1 w -1 c) d) modifizierte Gravitation Gravitonen- können in extra Dimensionen propagieren, Verzerrung Raumzeit inhomogenes Universum galaxienreiche und galaxienarme Bereiche G. Drexlin VL15
24 5.5 Zukünftige Entwicklung des Universums Entwicklung des Skalenparameters a(t) wird bestimmt von der Zustandsgleichung w der Dunklen Energie a Friedmann-Lemaitre Gleichung: Energiedichte i einer Komponente a ( 4 3) G i (1 3 w i ) i 3 (1 wi ) ~ a w i = p i / i -1-2/3-1/3 0 1/3 1 w G. Drexlin VL15
![Energiedichte i (t) [GeV/m 3 ] Dunkle Energie: L und Alternativen](/docs-images/54/33770894/images/25-0.png "Quintessenz/Phantom-Energie 10 15 dynamische Grundlage für Dunkle Energie 10 10")
25 Energiedichte i (t) [GeV/m 3 ] Dunkle Energie: L und Alternativen Quintessenz/Phantom-Energie dynamische Grundlage für Dunkle Energie Quintessenz w = w(t) Materie: (DM+Baryonen) kosmologische Konstante L Phantom-Energie w = w(t) CMB Skalenfaktor a(t) G. Drexlin VL15
26 Skalenparameter a(t) Skalenparameter a(t) zukünftige Entwicklung von a(t) w 1 ä( t) ä( t) const. Big Rip Vakuumenergie 1.0 Big Crunch w 1 3 a ( t) 0 a( t) 0 heute Zeit t G. Drexlin VL15
27 Dunkle Energie aktuelle Resultate Resultate von CMB (Planck) & LSS (SDSS-BOSS) - bester Fitwert: w = ± (Dezember 2013) Präferenz für eine kosmologische Konstante L Zustandsgleichung w DE Planck Planck + BOSS Planck + BOSS Materie W m G. Drexlin VL15
28 Entfernung in mitbewegten Koordinaten kosmischer Horizont Entwicklung des kosmischen Horizonts bisher - kosmologische Konstante: stetig kleinerer Horizont Milchstraße Zeit t G. Drexlin VL15
29 Topquark-Masse (GeV) Energiedichte Leerer Raum offene Fragestellungen: Stabilität? Frage: ist das quantenmechanische Vakuum (SM) stabil? - Annahme: keine neue Physik von TeV bis Plnack-Skala 200 instabiler Bereich Messwert Standard-Modell mit M(Higgs) = 125 GeV M(Top) = 173 GeV stabiler Bereich Higgs-Masse (GeV) unser Vakuum exotisches Vakuum <H> G. Drexlin VL15
30 offene Fragestellungen: erste Sterne? erste Sterne: extrem massereiche Population-III (~300 M ) direkte Bildung aus primordialem Gas (keine Metallizität) UV-Licht: Reionisation des Universums (vgl. Kap. 3) Fusionsketten: Bildung der ersten schwere Elemente seither: andere Sternopazitäten, nur Populationen I, II UV: Reionisation des Universums m ~ 300 m G. Drexlin VL15
31 offene Fragestellungen: Materiedominanz Neutrino-Eigenschaften: schwere Majorana-n s Dirac Neutrino 4 n Zustände Leptonenzahl- Erhaltung DL = 0 Neutrino Antineutrino n D n L CPT _ n R Lorentz _ n L CPT n R Majorana Neutrino Lorentz 2 n Zustände Leptonenzahl- Verletzung DL = 2 Neutrino = Antineutrino n M n L CPT n R G. Drexlin VL15
32 offene Fragestellungen: the final one Frage: was passierte vor dem Big Bang? gibt es dazu Signaturen in der CMB?? G. Drexlin VL15
33 the end G. Drexlin VL15
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