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Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, 06.12.2012 1 Einteilung der VL 1.Einführung 2.Hubblesche Gesetz 3.Antigravitation 4.Gravitation 5.Entwicklung des.

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2 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, 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

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

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

5 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, Last Scattering Surface (LSS)

6 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, Das elektromagnetische Spektrum

7 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, Entdeckung der CMB von Penzias und Wilson in 1965

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

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

10 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, The COBE satellite: first precision CMB experiment

11 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, Kosmische Hintergrundstrahlung gemessen mit dem COBE Satelliten (1991) 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 Mather(left) (NASA), Smoot (LBL, Berkeley) Nobelpreis 2006

12 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, 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. CMB Anisotropie (Temp. Fluktuationen)

13 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, 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 – 10 -4, aber diese wurden nicht gefunden. Nachdem DM berücksichtigt wurde, erwartete man ΔT/T = Dies konnte später nur mit Satelliten nachgewiesen werden. Dipol-Anisotropie

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

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

16 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, T / T Entwicklung der Dichtefluktuationen im Universum Man kann die Dichtefluktuationen im frühen Univ. als Temp.-Fluktuationen der CMB beobachten!

17 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, T / T 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.

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

19 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, WMAP Orbit

20 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, WMAP spinning to cover full sky

21 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, Himmelsabdeckung

22 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, WMAP Elektronik HEMT= High Electron Mobility Transistors (100 GHz)

23 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, 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). Roth, Meyer & Hawkins Rotationally excited CN

24 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, 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.

25 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, 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

26 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, 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) 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 Mathematisches Modell Tiefe des Potentialtopfs be- stimmt durch dunkle Materie

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

28 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, t=t rec t=1/2t rec t=1/3t rec Druck und Grav. in Phase Druck und Grav. in Gegenphase Druck und Grav. in Phase Akustische Peaks im Detail 3. akust. Peak 2. akust. Peak 1. akust. Peak

29 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, Akustische Wellen im frühen Universum Überdichten am Anfang: Inflation

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

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

32 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, Akustische Wellen SIND Dichteschwankungen Modern Flute

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

34 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, 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 ©Mark Whittle WEIL DAS UNIVERSUM SO GROß IST! Universum 400,000 light years Pan Flöte Orgel Warum sind Töne des Urknalls so tief? ©Mark Whittle

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


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