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 12.-13 Suche nach DM
HEUTE
Vorlesung 7
Roter Faden:
1. Cosmic Microwave Background radiation (CMB)
2. Akustische Peaks
Entstehung der 3K kosmischen Hintergrundstrahlung Cosmic Microwave Background (CMB))
Last Scattering Surface (LSS)
Das elektromagnetische Spektrum
Entdeckung der CMB von Penzias und Wilson in 1965
Penzias and Wilson found isotropic noise in antenna.
Dicke et al. told them, this is the CMB!
Princeton group from Dicke looked for CMB
Although these authors had the idea, Penzias and Wilson got the Nobel prize!
The COBE satellite: first precision CMB experiment
Kosmische Hintergrundstrahlung
gemessen mit dem COBE Satelliten (1991)
T = 2.728 ± 0.004 K Dichte der Photonen 412 pro cm3
Wellenlänge der Photonen ca. 1,5 mm, so dichteste Packung
ca. (10 mm / 1.5 mm)3 = ca. 300/cm3, so 400 sind viele Photonen/cm3
Mather(left) (NASA), Smoot (LBL, Berkeley)
Nobelpreis 2006
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
CMB Anisotropie (Temp. Fluktuationen)
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.
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 = 10-3 . Diese wurde beobachtet in den siebziger Jahren (Conklin 1969, Henry 1971, Corey and Wilkinson 1976 and Smoot, Gorenstein and Muller 1977).
Dipol-Anisotropie
Von akustische Wellen wurden zusätzliche Temperaturschwankungen auf kleine Skalen erwartet in der Größenordnung 10-2 – 10-4, aber diese
wurden nicht gefunden. Nachdem DM berücksichtigt wurde, erwartete man ΔT/T = 10-5 . Dies konnte später nur mit Satelliten nachgewiesen werden.
Temperatur-Fluktuationen = Dichtefluktuationen WMAP vs COBE
7
0.2
45 times sensitivity
WMAP ΔT/T200uK/2.7K
Dichtefluktuationen zeigen Wellencharakter, sowohl im Ozean als in der CMB
WMAP
Blick von Satellit auf die Erde Blick von Satellit ins Universum
http://earthobservatory.nasa.gov/IOTD/view.php?
id=4724
Entwicklung der Dichtefluktuationen im Universum
Man kann die Dichtefluktuationen
im frühen Univ. als Temp.-Fluktuationen der CMB beobachten!
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 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.
WMAP: ein Fernsehschüssel zur
Beobachtung des frühen Universums
©NASA Science Team
WMAP: 1,5 Millionen km von der Erde entfernt
(3 Monate Reisezeit, Beobachtung täglich seit 2001)
WMAP Orbit
WMAP spinning to cover full sky
Himmelsabdeckung
WMAP Elektronik
HEMT=
High Electron Mobility
Transistors (100 GHz)
The first observations of the CMB were made by McKellar using interstellar molecules in 1940. 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
Rotationally excited CN
g g p
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 To = 2.729 +/- 0.027 K at a wavelength of 2.64 mm ( Roth, Meyer & Hawkins 1993).
http://www.astro.ucla.edu/~wright/CMB.html
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.
δ`` = k δ with k>0 für FG>FP Lösung:
D k i δ bt
Definiere: δ=Δρ/ρ Newton: F=ma oder (FG-FP) = m a oder
Warum gibt es akustische Wellen im frühen Universum?
FG FP F=ma
Druck gering: δ=aebt,
d.h. exponentielle Zunahme von δ
(->Gravitationskollaps) Oder:
δ`` = k δ with k<0 für FG<FP Lösung:
: δ=aeibt , d.h. Oszillation von δ
(akustische Welle) Rücktreibende Kraft: Gravitation Antreibende Kraft: Photonendruck
• 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)
(E l Gl i h I l h lt )
Mathematisches Modell
(Euler Gleichung = Impulserhaltung)
• ² Φ = 4πGρ
(Poissongleichung = klassische Gravitation)
• erst nach Überholen durch den akustischen Horizont Hs= csH-1 , (cs = 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
Tiefe des Potentialtopfs be- stimmt durch dunkle Materie
Verdünnungkälter Verdichtung Verdünnungkälter heißer
a) Gas wird durch Gebiete mit Überdichte angezogen
b) Es expandiert nach Kompression durch Überhitzung
Die
Die ersten ersten akustischen akustischen Wellen Wellen des des Urknalls Urknalls
c) Es komprimiert wieder nach Abkühlung
Verdünnung Verdichtung
Verdichtung kälter
heißer heißer
b) Es expandiert nach Kompression durch Überhitzung
DieseDiese oszillierendeoszillierende DichteschwankungenDichteschwankungen SIND SIND akustischeakustische WellenWellen
t=t
recAkustische Peaks im Detail
1. akust. Peak
t=1/2t
rect=1/2t
rect=1/3t
rec 3. akust. Peak 2. akust. PeakAkustische Wellen im frühen Universum
Überdichten am Anfang: Inflation
http://astron.berkeley.edu/~mwhite/sciam03_short.pdf
Druck der akust. Welle und Gravitation verstärken die Temperaturschwankungen in der Grundwelle (im ersten Peak)
Druck der akust. Welle und Gravitation wirken gegeneinander in der Oberwelle ( im zweiten Peak)
Akustische Wellen SIND Dichteschwankungen
Modern Flute
Klang des Urknalls nach 380.000 Jahren (transponiert um 50 Oktaven nach oben)
akustisch
nicht-akustisch
Beachte:
am Anfang gab es keinen Knall, sondern
absolute Ruhe!
Frequenz (in Hz)
A220 Hz
©Mark Whittle
WEIL DAS UNIVERSUM SO GROß IST!
Warum sind Töne des Urknalls so tief?
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
Das Universum war am Anfang unglaublich heiss
(wegen der hohen Intensität der heutigen CMB: 400 Photonen/cm3)
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) 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!