Einteilung der VL

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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

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Vorlesung 7

Roter Faden:

1. Cosmic Microwave Background radiation (CMB)

2. Akustische Peaks

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Entstehung der 3K kosmischen Hintergrundstrahlung Cosmic Microwave Background (CMB))

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Last Scattering Surface (LSS)

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Das elektromagnetische Spektrum

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Entdeckung der CMB von Penzias und Wilson in 1965

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Penzias and Wilson found isotropic noise in antenna.

Dicke et al. told them, this is the CMB!

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Princeton group from Dicke looked for CMB

Although these authors had the idea, Penzias and Wilson got the Nobel prize!

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The COBE satellite: first precision CMB experiment

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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

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 06.12.2012 ¹¹ 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)

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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).

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.

Dipol-Anisotropie

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Temperatur-Fluktuationen = Dichtefluktuationen WMAP vs COBE

7

0.2

45 times sensitivity

WMAP ΔT/T200uK/2.7K

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Dichtefluktuationen zeigen Wellencharakter, sowohl im Ozean als in der CMB

WMAP

http://earthobservatory.nasa.gov/IOTD/view.php?

id=4724

Blick von Satellit auf die Erde Blick von Satellit ins Universum

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Entwicklung der Dichtefluktuationen im Universum

Man kann die Dichtefluktuationen

im frühen Univ. als Temp.-Fluktuationen der CMB beobachten!

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-D T / 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.

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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

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WMAP Orbit

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WMAP spinning to cover full sky

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Himmelsabdeckung

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WMAP Elektronik

HEMT=

High Electron Mobility

Transistors (100 GHz)

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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 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 = 2.729 +/- 0.027 K at a wavelength of 2.64 mm ( Roth, Meyer & Hawkins 1993).

http://www.astro.ucla.edu/~wright/CMB.html

Rotationally excited CN

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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.

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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)

Definiere: δ=Δρ/ρ Newton: F=ma oder (F_G-F_P) = m a oder

Warum gibt es akustische Wellen im frühen Universum?

F_G F_P F=ma

Rücktreibende Kraft: Gravitation Antreibende Kraft: Photonendruck

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• 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_sH^-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

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c) Es komprimiert wieder nach Abkühlung

Verdünnung Verdünnung

Verdichtung

kälter kälter

heißer

a) Gas wird durch Gebiete mit Überdichte angezogen

Verdünnung

Verdichtung

Verdichtung kälter

heißer heißer

b) Es expandiert nach Kompression durch Überhitzung

 Diese oszillierende Dichteschwankungen SIND akustische Wellen

Die ersten akustischen Wellen des Urknalls

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t=t

t=1/2t

t=1/2t

t=1/3t

Akustische Peaks im Detail

3. akust. Peak 2. akust. Peak 1. akust. Peak

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Akustische Wellen im frühen Universum

Überdichten am Anfang: Inflation

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http://astron.berkeley.edu/~mwhite/sciam03_short.pdf

Druck der akust. Welle und Gravitation verstärken die Temperaturschwankungen in der Grundwelle (im ersten Peak)

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Druck der akust. Welle und Gravitation wirken gegeneinander in der Oberwelle ( im zweiten Peak)

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Akustische Wellen SIND Dichteschwankungen

Modern Flute

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Frequenz (in Hz)

A

220 Hz 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!

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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!

Warum sind Töne des Urknalls so tief?

©Mark Whittle

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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).

Die MikroKelvin Fluktuationen auf kleinen Skalen entsprechen akustische Wellen des frühen Universum.

Daraus wissen wir, wie der Urknall “geklungen” hat!