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10.07- 2009 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer1 Gravitationslinsen Rotationskurven Indirekter Nachweis der DM ( Annihilation der DM in Materie-Antimaterie)

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Präsentation zum Thema: "10.07- 2009 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer1 Gravitationslinsen Rotationskurven Indirekter Nachweis der DM ( Annihilation der DM in Materie-Antimaterie)"—  Präsentation transkript:

1 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer1 Gravitationslinsen Rotationskurven Indirekter Nachweis der DM ( Annihilation der DM in Materie-Antimaterie) Direkter Nachweis der DM ( Elastische Streuung an Kernen) Nachweismethoden der DM

2 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer2 Gravitationslinsen ART: Die Ausbreitung von Licht ändert sich beim Durchgang durch ein Gravitationsfeld

3 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer3 Gravitationslinsen

4 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer4 Colliding Clusters Shed Light on Dark Matter Observations with bullet cluster: Chandra X-ray telescope shows distribution of hot gas Hubble Space Telescope and others show distribution of dark matter from weak gravitational lensing Distributions are clearly different after collision-> dark matter is weakly interacting! Rot: sichtbares Gas Blau: dunkle Materie aus Gravitations- potential dunkel

5 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer5 August 22, 2006 Simulation der Colliding Clusters

6 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer6 Center of the Coma Cluster by Hubble space telescope ©Dubinski Discovery of DM in 1933 Zwicky, Fritz ( Zwicky notes in 1933 that outlying galaxies in Coma cluster moving much faster than mass calculated for the visible galaxies would indicate DM attracts galaxies with more force-> higher speed. But still bound!

7 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer7 Dunkle Materie im Universum Die Rotationskurven von Spiralgalaxien sind weitgehend flach, während die leuchtende Materie eine abfallende Kurve erwarten lässt. Erklärung: dunkle Materie. Spiralgalaxien bestehen aus einem zentralen Klumpen und einer sehr dünnen Scheibe leuchtender Materie, welche von einem nahezu sphährischen, sehr ausgedehnten Halo umgeben ist.

8 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer8 Messung der Masse durch Newtons Gravitationsgesetz v=ωr v 1/ r mv 2 /r=GmM/r 2 Milchstraße Cygnus Perseus Orion Sagittarius Scutum Crux Norma Sun (8 kpc from center )

9 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer9 Do we have Dark Matter in our Galaxy? Rotationcurve Solarsystem rotation curve Milky Way 1/ r

10 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer10 Estimate of DM density DM density falls off like 1/r 2 for v=const. Averaged DM density 1 WIMP/coffee cup (for 100 GeV WIMP)

11 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer11 Für Ensemble wechselwirkender Systeme im mechanischen Gleichgewicht gilt Für N Teilchen, also N(N-1)/2 Teilchenpaaren Für N groß:und Erwarte also für ´Gas` gravitativ wechselwirkender Teilchen M r ! Aber dann: v rot 2 M/r = konst -> flache Rotationskurve Virialsatz

12 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer12 Expansion rate of universe determines WIMP annihilation cross section Thermal equilibrium abundance Actual abundance T=M/22 Comoving number density x=m/T Gary Steigmann/ Jungmann et al. WMAP -> h 2 = > = cm 3 /s DM increases in Galaxies: 1 WIMP/coffee cup DMA ( ρ 2 ) restarts again.. T>>M: f+f->M+M; M+M->f+f T f+f T=M/22: M decoupled, stable density (wenn Annihilationrate Expansions- rate, i.e. = n (x fr ) H(x fr ) !) Annihilation into lighter particles, like quarks and leptons -> 0 s -> Gammas! Only assumption in this analysis: WIMP = THERMAL RELIC! s

13 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer13 95% of the energy of the Universe is non-baryonic 23% in the form of Cold Dark Matter Dark Matter enhanced in Galaxies and Clusters of Galaxies but DM widely distributed in halo-> DM must consist of weakly interacting and massive particles -> WIMPs Annihilation with = cm 3 /s, if thermal relic From CMB + SN1a + surveys DM halo profile of galaxy cluster from weak lensing If it is not dark It does not matter What is known about Dark Matter?

14 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer14 Kandidaten der DM Problem: max. 4% der Gesamtenergie des Univ. in Baryonen nach CMB und BBN. Sichtbar nur 0.5%, d.h. 3.5% in obigen Kandidaten möglich. Rest der DM muss aus nicht-baryonischen Materie bestehen. Probleme: ν < 0.7% aus WMAP Daten kombiniert mit Dichtekorrelationen der Galaxien. Für kosmische Strings keine Vorhersagekraft. Abweichungen von Newtons Gravitationsgesetz nicht plausibel. WIMPS ergeben nach Virialtheorem flache Rotationskurven. In Supersymmetrie sind die WIMPS Supersymmetrische Partner der CMB d.h. Spin ½ Photonen (Photinos genannt). ? ?

15 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer15 Simple 3-Component Galaxy: p+e+Wimps Interactions: p+e H electromagnetic x-section p+p -> X strong x-section: cm 2 p+W -> p+W x-section:< cm 2 (direct DM searches) W+W -> X x-section: cm 2 (Hubble expansion) These cross sections are exactly order of magnitude predicted by SUSY!

16 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer16 Example of DM annihilation (SUSY) Dominant + A b bbar quark pair Sum of diagrams should yield = cm 3 /s to get correct relic density Quark fragmentation known! Hence spectra of positrons, gammas and antiprotons known! Relative amount of,p,e+ known as well. f f f f f f Z Z W W 0 f ~ AZ 37 gammas

17 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer17 Indirect Dark Matter Searches in the Light of ATIC, FERMI, EGRET and PAMELA Annihilation products from dark matter annihilation: Gamma rays (EGRET, FERMI) Positrons (PAMELA) Antiprotons (PAMELA) e+ + e- (ATIC, FERMI, HESS, PAMELA) Neutrinos (Icecube, no results yet) e-, p drown in cosmic rays?

18 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer18 IF DM particles are thermal relics from early universe they can annihilate with cross section as large as = cm 3 /s which implies an enormous rate of gamma rays from π 0 decays (produced in quark fragmentation) (Galaxy=10 40 higher rate than any accelerator) Expect significant fraction of energetic Galactic gamma rays to come from DMA in this case. Remaining ones from p CR +p GAS -> π 0 +X, π 0 ->2γ (+some IC+brems) This means: Galactic gamma rays have 2 components with a shape KNOWN from the 2 BEST studied reactions in accelerators: background known from fixed target exp. DMA known from e+e- annihilation (LEP) Conclusion sofar

19 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer19 Anmerkungen zur indirekten Suche nach DM Gamma rays: keine Ablenkung durch das Galaktische Magnetfeld zeigen daher in Richtung der Quelle kaum Abschwächung in der Galaxie bei GeV Photonen Astrophysikalische Quellen als Punktquellen erkennbar und können daher subtrahiert werden Untergrund hat anderes (aber bekanntes) Spektrum als DMA Signal. Durch gleichzeitiges Fitten von Form des Spektrums für Signal und Untergrund können beide Beiträge direkt aus den Daten bestimmt werden, wenn man die Normierung als freier Fitparameter behandelt (data driven analysis) Geladene Teilchen: Ablenkung durch das Galaktische Magnetfeld, sie zeigen daher nicht in Richtung der Quelle Wahrscheinlichkeit, dass z.B. Antiproton aus DMA im Detektor ankommt, stark abhängig vom Propagationsmodell Keine Trennung von astrophysikalischen Punktquellen möglich

20 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer20 Woher erwartet man Untergrund? Quarks from WIMPS Quarks in protons Background from nuclear interactions (mainly p+p-> π0 + X -> + X inverse Compton scattering (e-+ -> e- + ) Bremsstrahlung (e- + N -> e- + + N) Shape of background KNOWN if Cosmic Ray spectra of p and e- known

21 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer21 Energy loss times of electrons and nuclei Protons diffuse for long times without loosing energy! = 1/E dE/dt univ If centre would have harder spectrum, then hard to explain why excess in outer galaxy has SAME shape (can be fitted with same WIMP mass!)

22 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer22 Usual astrophysicists search strategies Particle physicist: get rid of model dependence by DATA DRIVEN calibration

23 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer23 Instrumental parameters: Energy range: GeV Energy resolution: ~20% Effective area: 1500 cm 2 Angular resol.: <0.5 0 Data taking: Main results: Catalogue of point sources Excess in diffuse gamma rays EGRET on CGRO (Compton Gamma Ray Observ.) Data publicly available from NASA archive

24 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer24 Two results from EGRET paper Enhancement in ringlike structure at kpc Called Cosmic enhancement Factor Excess 10 1 Eγ GeV

25 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer25 Untergrund + DM Annihilation beschreiben Daten W. de Boer et al., 2005

26 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer26 Analyse der EGRET Daten in 6 Himmelsrichtungen A: inner Galaxy (l=±30 0, |b|<5 0 ) B: Galactic plane avoiding A C: Outer Galaxy D: low latitude ( ) E: intermediate lat. ( ) F: Galactic poles ( ) A: inner Galaxy B: outer disc C: outer Galaxy D: low latitude E: intermediate lat.F: galactic poles Total 2 for all regions :28/36 Prob.= 0.8 Excess above background > 10σ.

27 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer27 EGRET Excess predicts shape of rotation curve! Outer Ring Inner Ring bulge totalDM 1/r 2 halo disk Rotation Curve Normalize to solar velocity of 220 km/s R 0 =8.3 kpc R 0 =7.0 v R/R 0 Inner rotation curve Outer RC Black hole at centre: R 0 = kpc Sofue &Honma Note 1: Absolute value of rotation curve depends on distances. But chance of slope can ONLY be explained by ringlike structure. Note 2: fact that shape of DM halo can describe shape of RC implies that EGRET excess has exactly right intensity to deliver grav. potential!

28 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer28 Gas flaring in the Milky Way no ring with ring P M W Kalberla, L Dedes, J Kerp and U Haud, Gas flaring needs EGRET ring with mass of M !

29 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer29 Enhancement of inner (outer) ring over 1/r 2 profile 6 (8). Mass in rings 0.3 (3)% of total DM Inner Ring coincides with ring of dust and H 2 -> gravitational potential well! H2H2 4 kpc coincides with ring of neutral hydrogen molecules! H+H->H 2 in presence of dust-> grav. potential well at 4-5 kpc.

30 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer30 FERMI measures GeV gamma rays + electrons e+e+ e–e–

31 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer31

32 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer32 Published FERMI data on VELA pulsar: agrees within errors with EGRET at 3 GEV astro-ph/ % EGRET Diffuse gamma rays from FERMI 100% Why diffuse spectrum disagrees 100% with EGRET at 3 GeV while VELA spectrum agrees with EGRET at 3 GeV within 20%?

33 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer33 Indirect Dark Matter Searches using charged particles Annihilation products from dark matter annihilation: Gamma rays (EGRET, FERMI) Positrons (PAMELA) Antiprotons (PAMELA) e+ + e- (ATIC, FERMI, HESS, PAMELA) Neutrinos (Icecube, no results yet) e-, p drown in cosmic rays?

34 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer34 Resurs Dk1 Satellite km Bottom Scintillator Transition Radiation Detector (removed for tech.reasons) Time of Flight Counters Silicon Tracker and Permanent Magnet Si-W Electromagnetic Calorimeter Neutron Detector Anticoincidence Shield 1.2 m 20.5 cm 2 sr ~450 kg ~10 T The PAMELA Satellite Experiment (launched July 2006)

35 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer35 Positron fraction PAMELA, positron and antiproton measurements Positrons: excess Galprop Pamela Nature 458:60,2009,arXiv: Antiprotons: NO excess Antiproton/proton ratio +prelim. new data, Boezio, Pamela-WS 2009 (O. Adriani et. al., PRL (2009)[ ])

36 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer36 ATIC Balloon experiment, Nature 2008 Kaluza-Klein DM decays to lepton pairs ->peak in electron spectrum with tail from energy losses Baltz, Hooper, hep-ph/ Hooper, Zurek, KK x-section Y 4 so mainly decay to leptons and u-quarks

37 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer37 Alexander Moiseev Pamela workshop May 11, 2009 FERMI electron spectrum: NO BUMP at 600 GeV Simulating the LAT response to a spectrum with an ATIC-like feature: This demonstrates that the Fermi LAT would have been able to reveal ATIC-like spectral feature with high confidence if it were there. Energy resolution is not an issue with such a wide feature

38 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer38 HESS MAGIC Cherenkov telescopes measure TeV gamma rays

39 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer39 HESS, May 2009 Electron spectrum falls off above 1 TeV

40 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer40 Interpretations for charged particle anomalies Many possibilities: Background from hadronic showers with large electromagnetic component -> a p-> 0 astrophysical sources pulsars-> a pulsar positron acceleration in SNR-> a sec locality of sources -> a SNR dark matter annihilation-> a DMA leptophilic? bound states? Kaluza-Klein

41 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer41 Truth? Depends on whom you ask! My assumption: |Data>= a p-> 0 |Background> + a DMA |DMA> + a sec |SNR> + a local |SNR(x)> + a pulsar |Pulsar> Unitarity must be fulfilled. However, will now show that each component has enough uncertainty to saturate observations

42 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer42 a DMA :DM interpretation of FERMI e-data Models e.g. by Arkani-Hamed,Finkbeiner,Slatyer,Weiner arXiv: Nomura and Thaler, arXiv: Fit by Bergstrom et al.arXiv: TeV DM decaying to low scale particle, which can only decay leptonically TeV DM forms bound state to get large boost factor via Sommerfeld enhancement

43 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer43 a loc :3-component e- sources: spiral arm, disc, local 3-component structure explains e-spectrum, Pamela/Fermi anomalies and why nothing in pbar Shaviv et al., arXiv: ,2009 spiral arm near sources positrons disc e loose energy rapidly (dE/dt E 2 ), hence they are local It can work!

44 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer44 What about Supersymmetry? Assume mSUGRA 5 parameters: m 0, m 1/2, tanb, A, sign μ

45 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer45 Example of DM annihilation (SUSY) Dominant + A b bbar quark pair Sum of diagrams should yield = cm 3 /s to get correct relic density Quark fragmentation known! Hence spectra of positrons, gammas and antiprotons known! Relative amount of,p,e+ known as well. f f f f f f Z Z W W 0 f ~ AZ 37 gammas

46 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer46 Expected SUSY mass spectra in mSUGRA for EGRET WIMP mass of 60 GeV mSUGRA: common masses m 0 and m 1/2 for spin 0 and spin ½ particles

47 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer47 Annihilation cross sections in m 0 -m 1/2 plane (μ > 0, A 0 =0) tan=5 tan=50 bb t WW bb t WW For WMAP x-section of cm 3 /s one needs large tanβ EGRET WMAP

48 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer48 M t 2 =(4 ) 2 Y t v 2 2 M b 2 =(4 ) 2 Y b v 1 2 M t /M b = tan

49 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer49

50 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer50

51 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer51 tan ß = 20 EWSB: M Z 2 /2=(m 1 2 -m 2 2 tan 2 ß)/ (tan 2 ß-1) -m 2 2 for large tan ß Pseudoscalar Higgs: M A 2 = m 1 2 +m 2 2 becomes very small if Yt Yb at large tb (M t 2 /M b 2 ) = (Yt v 2 sin 2 ß)/(Yb v 2 cos 2 ß)=(Yt/Yb) tan 2 ß tan ß 53 for Yt Yb tan ß = 51 m 2 2 Yt m 1 2 Yb m 2 2 Yt EWSB requirement leads to small M A at large tan ß

52 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer52

53 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer53 Momentum dependence of annihilation cross section v S-wave P-wave decoupling ns after BB M =60 GeVM =50 GeV

54 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer54 Expected SUSY mass spectra in mSUGRA for EGRET WIMP mass of 60 GeV mSUGRA: common masses m 0 and m 1/2 for spin 0 and spin ½ particles

55 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer55 Gauge unification perfect with SUSY spectrum from EGRET With SUSY spectrum from EGRET + WMAP data and start values of couplings from final LEP data perfect gauge coupling unification! Update from Amaldi, dB, F ü rstenau, PLB SM SUSY Also b->s and g-2 agree within 2σ with SUSY spectrum from EGRET NO FREE PARAMETER WdB, C. Sander,PLB585(2004). e-Print: hep-ph/

56 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer56

57 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer57 Coannihilations vs selfannihilation of DM If it happens that other SUSY particles are around at the freeze-out time, they may coannihilate with DM. E.g. Stau + Neutralino -> tau Chargino + Neutralino -> W However, this requires extreme fine tuning of masses, since number density drops exponentially with mass. But more serious: coannihilaition will cause excessive boostfactors Since anni = coanni + selfanni must yield = cm 3 /s. This means if coannihilation dominates, selfannihilation 0 In present universe only selfannihilation can happen, since only lightest neutralino stable, other SUSY particles decayed, so no coannihilation. If selfannihilation x-section 0, no indirect detection.

58 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer WIMPs elastically scatter off nuclei => nuclear recoils Measure recoil energy spectrum in target Direct Detection of WIMPs

59 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer59 Direct Detection of WIMPs

60 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer60 Direct Dark Matter Detection CRESST ROSEBUD CUORICINO DAMA ZEPLIN I UKDM NaI LIBRA CRESST II ROSEBUD CDMS EDELWEISS XENON ZEPLIN II,III,IV HDMS GENIUS IGEX MAJORANA DRIFT (TPC) ERER Phonons IonizationScintillation Large spread of technologies: varies the systematic errors, important if positive signal! All techniques have equally aggressive projections for future performance But different methods for improving sensitivity L. Baudis, CAPP2003

61 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer61 Der Edelweiss Detektor Messprinzip eines Halbleiter-Bolometers. Kommt es zu einem elastischen Stoß eines WIMP-Teilchens mit einem Atomkern des Germanium- Kristalls führt der Kern-Rückstoß zu einer Temperaturerhöhung des Kristalls, die über ein Thermometer registriert wird. Gleichzeitig ionisiert der Ge-Kern das Material in seiner Umgebung, was zu einem Ladungssignal führt, das an den Oberflächenelektroden ausgelesen wird.

62 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer62 Der Edelweiss Detektor

63 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer63 Edelweiss Experiment (in Frejus-Tunnel in französichen Alpen)

64 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer64 Array von Phasenübergangs- Thermometern Schnelle (großflächige) Auslese von Phononen DM-Suche mit Tieftemperatur-Kalorimetern / CDMS Si oder Ge Einkristall

65 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer65 Kalibration eines Ge-Bolometers durch Bestrahlung mit einer 252Cf-Neutronenquelle: Deutlich erkennbar sind zwei Ereignispopulationen, die durch das Verhältnis von Ionisations- zu Rückstoß-Energie separiert werden können. Die auf das Ionisationssignal angelegte Energieschwelle (grüne Kurve) entspricht einer Rückstoßenergie von 3.5keV. Die Bänder beschreiben die Bereiche, in denen 90% der Elektron- bzw. Kern-Rückstöße liegen. Kalibration

66 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer66 Der Edelweiss Detektor

67 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer67 Der XENON 10 Detektor

68 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer68 Der XENON 10 Detektor

69 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer69 Der XENON 10 Detektor

70 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer70 Der XENON 10 Detektor

71 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer71 Comparison with direct searches Note: N 90%CL =n To get 90%CL one has to assume v and n : v assumed Maxwellian and NO corotation of DM halo n : assume DM mass from rotation curve to be completely diffuse. Theory: x-section can be order of magnitude lower due to matrix element uncertainties Conclusion: can easily move up exp. limits by order of magn. and move down theory by order of magnitude. CDMS

72 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer72 Large uncertainties in direct scattering x-section Ellis, Olive, Savage, arXiv:

73 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer73 Annual Modulation as unique signature? June Dec ±2% Background WIMP Signal June Dec Annual modulation: v, so signal in June larger than in December due to motion of earth around sun (5-9% effect). June v0v0 galactic center Sun 230 km/s Dec. L. Baudis, CAPP2003

74 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer74 DAMA NaI-1 to 4:58k kg.day DAMA NaI-5 to 7: 50k kg.day Full substitution of electronics and DAQ in 2000 The data favor the presence of a modulated signal with the proper features at the 6.3 σ C.L. Running conditions stable at level < 1% DAMA/NaI 1 to 7: Riv.N.Cim 26 n.1. (2003) 1-73 Schael, EPS2003

75 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer75 Warum muss DM kalt sein, d.h. nicht-relativistisch? Antwort: Aus Galaxien- Dichteverteilung!

76 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer76

77 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer77 DM bildet Filamente erhöhter Dichte mit Galaxien und Leerräumen dazwischen Simulation (jeder Punkt stellt eine Galaxie dar) Steinmeitz, Potsdam

78 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer78

79 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer79

80 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer80

81 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer81

82 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer82 Kriterium für Gravitationskollaps: Jeans Masse und Jeans Länge Gravitationskollaps einer Dichtefluktuation, wenn Expansionsrate 1/t Exp H G langsamer als die Kontraktionsrate 1/t Kon v S / λ J ist. Oder die Jeanslänge (nach Jeans), d.h. die Länge einer Dichtefluktuation, die unter Einfluß der Gravitation wachsen kann, ist von der Größenordnung λ J = v s / G (v S ist Schallgeschwindigkeit) (exakte hydrodynamische Rechnung gibt noch Faktor größeren Wert) Nur in Volumen mit Radius λ J /2 Gravitationskollaps. Dies entspricht eine Jeansmasse von M J = 4 /3 (λ J /2) 3 = ( 5/2 v s 3 ) / (6G 3/2 )

83 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer83 Die Schallgeschwindigkeit fällt a) für DM wenn die Strahlungsdichte nicht mehr dominiert und b) für Baryonen nach der Rekombination um viele Größendordnungen (von c/ 3 für ein relat. Plasma auf 5T/3m p für Wasserstoff) D.h. DF die vor Rekombination stabil waren, kollabieren durch Gravitation. Galaxienbildung in viel kleineren Bereichen möglich, wenn v S klein! Abfall der Schallgeschwindigkeit nach t r wenn Photonkoppelung wegfällt

84 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer84 Evolution of the universe T / T Early Universe Present Universe The Cosmic screen

85 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer85 Jeans Masse vs. Schallgeschwindigkeit

86 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer86 Große Jeanslänge (relativistische Materie, Z.B. Neutrinos mit kleiner Masse) Kleine Jeanslänge (non-relativistische Materie, Z.B. Neutralinos der Supersymmetrie) Top-down versus Bottom-up

87 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer87 HDM (relativistisch v S =c/ 3) versus CDM

88 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer88 Oder für gemischte DM Szenarien … Colombi, Dodelson, & Widrow 1995 Structure is smoothed out in model with light neutrinos CDMWarmDMC+HDM

89 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer89

90 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer90 Millenium Simulation

91 VL Kosmologie SS/09, W. de Boer91 Was wissen wir über Dunkle Materie? massive Teilchen 23% der Energie des Universums schwache Wechselwirkung mit Materie Annihilation mit = cm 3 /s Annihilation in Quarkpaare -> Überschuss in galaktischen Gammastrahlen beobachtet? Dunkle Materie, was wissen wir? From CMB + SN1a LHC Experimente werden ab 2010 klären ob dies stimmt.


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