Das Intergalaktische Medium - 1 Einleitung
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Einleitung Das Intergalaktische Medium 1 Einleitung Cora Fechner Universität Potsdam WS 2014/15 Einleitung Einleitung und Grundlagen ΩΛ Ωb ΩDM Einleitung Bestandteile des Universums ◮ Gesamtdichte: Ω0 = 1 Ω0 = Ωm + ΩΛ ◮ Dunkle Energie: ΩΛ = 0.721 ◮ Materie: Ωm = 0.288 ΩΛ Ωb Ωm = ΩDM + Ωb ◮ Dunkle Materie: ΩDM = 0.2408 ◮ Baryonen: Ωb = 0.0472 Ωb = Ω⋆ + Ωg WMAP9-Ergebnisse, Hinshaw et al. (2013; ApJS 208, 19) ΩDM Einleitung Bestimmung der Baryonendichte . . . durch Fluktuationen der kosmischen Hintergrundstrahlung Beobachtung von Anisotropien in der kosmischen Hintergrundstrahlung T0 = (2.725 ± 0.002) K δT /T ∼ 10−5 ◮ Entwicklung nach Kugelflächenfunktionen ergibt das Leistungsspektrum ◮ Abhängigkeit des Leistungsspektrums von den kosmologischen Parametern: die Höhe der ungeraden Maxima variiert mit Ωb WMAP9, Hinshaw et al. (2013; ApJS 208, 19) ◮ Einleitung Bestimmung der Baryonendichte ◮ Theorie der primordialen Nukleosynthese beschreibt die Entstehung der leichten Elemente 3 . . . 10 Minuten nach dem Urknall ◮ vorausgesagte Häufigkeiten für H, D, 3 He, 4 He und 7 Li sind abhängig von der Baryonendichte Ωb ◮ Messungen der primordialen Häufigkeiten von D und 4 He ergeben Ωb (→ Quasarabsorptionslinien!) WMAP5 . . . mit der primordialen Nukleosynthese Iocco et al. (2009; PhR 472, 1) Einleitung Bestimmung der primordialen Deuterium-Häufigkeit Iocco et al. (2009; PhR 472, 1) Tytler et al. (2000; PhST 85, 12) Messung in Quasarabsorptionssystemen −5 log(D/H) = −4.54 ± 0.03 → D/H = (2.87±0.22 0.21 ) · 10 D wird in Sternen nur zerstört Einleitung Baryonen-Zensus Davé et al. (2010; MNRAS 408, 2051) Baryonenanteil (baryon fraction): Der Großteil der baryonischen Materie steckt im IGM! fb = fb 6% 1.7 % 4% 30 % 20 % < 100 % Ωi Ωb i (z = 0) Sterne in Galaxien kaltes Gas in Galaxien Gas in Galaxienhaufen neutrales kaltes/warmes IGM WHIM (Warm-Hot Intergalactic Medium) vermisste Baryonen (missing baryons) Fukugita & Peebles (2004; ApJ 616, 643) Einleitung Beobachtung des IGM ◮ Emission von intergalaktischem Gas ist kaum detektierbar. Ausnahme: Röntgenemission von heißem Gas in Galaxienhaufen (Intracluster Medium, ICM). ◮ Beobachtung des IGM in Absorption! ◮ leuchtkräftige Hintergrundquellen ◮ Quasare (QSOs) ◮ Gamma Ray Bursts (GRB) → Kap. 6 Einleitung Quasare Quasare sind aktive Galaxienkerne (Active Galactic Nucleus, AGN). ◮ ◮ ◮ punktförmige optische Quellen Emission bei allen Wellenlängen (Radio bis Röntgen), stückweise beschreibbar als Potenzgesetz Sν ∝ ν α sehr blaues Spektrum mit breiten Emissionslinien variierender Fluss auf unterschiedlichen Zeitskalen hohe Rotverschiebung Telfer et al. (2002; ApJ 565, 773) ◮ DSS-Bild von HE2347-4342 ◮ Einleitung Vereinheitlichungsmodelle für AGN Blickrichtung. . . ◮ genau in den Jet: Blazar ◮ senkrecht zum Jet: Radiogalaxie, Seyfert 2 ◮ dazwischen: Quasar, Seyfert 1 absolute Helligkeit eines Quasars: MB < −22.25 m Véron-Cetty & Véron (2010; A&A 518, A10) Urry & Padovani (1995; PASP 107, 803) Einleitung Quasare als Hintergrundquellen: Prinzip Intergalaktisches Material ist in QSO-Spektren in Absorption detektierbar. Einleitung Quasare als Hintergrundquellen: Absorptionslinien Lyα-Wald (H i) Metalllinien (C iv, C iii, Si iv, Si iii, O vi, . . . ) “assoziierte” Absorption (H i, C iv, N v, O vi, . . . ) Einleitung Expansion Ṙ R !2 Friedmann-Lemaı̂tre-Gleichungen: R̈ kc 2 Λ 4πG Λ 8πG 3p ρ− 2 + =− = ρ+ 2 + 3 R 3 R 3 c 3 kosmischer Skalenfaktor: Expansionsrate: R(t) H(t) = Ṙ(t) R(t) (Hubble-Parameter) lokales Hubble-Gesetz: v = H0 · D kritische Dichte: Dichteparameter: 3H02 = 1.88 · 10−29 h2 g cm−3 8πG ρ0 Ω0 = ρcr ρcr = H 2 (t) = H02 Ωr R −4 (t) + Ωm R −3 (t) + (1 − Ωm − ΩΛ )R −2 (t) + ΩΛ Einleitung Expansion und Dichte 1. Hauptsatz der Thermodynamik im expandierenden Kosmos: d 2 3 d c ρR = −p R 3 dt dt ◮ ◮ (druckfreie) Materie: pm = 0 ⇒ ρm ∝ R −3 Strahlung: pr = 13 ρr c 2 ⇒ ρr ∝ R −4 Übergang vom Strahlungs- zum Materiekosmos bei ρr (t) Ωr 1 = =1 ρm (t) Ωm R(t) −1 Ωr = 4.2 · 10−5 Ωm h2 Ωm 1 = − 1 ≈ 23 900 Ωm h2 ≈ 3500 Req ⇔ Req = ⇒ zeq Einleitung Rotverschiebung Rotverschiebung des Lichts aufgrund von Bewegung mit Geschwindigkeit v : (→ Doppler-Effekt) ∆v ∆λ = λ c kosmologische Rotverschiebung: (Expansion; kein Doppler-Effekt!) ∆z = (1 + z) = Schneider (2006, Springer, Abb. 4.10) 1 λobs = λem R Eine Quelle, deren Rotverschiebung nur durch die Hubble-Expansion bestimmt ist (d.h. keine Pekuliargeschwindigkeiten), befindet sich im Hubble-Fluss. Einleitung Rotverschiebung und Weltalter Z z 0 Weltalter dz (1 + z) p (1 + z)3 Ωm + (1 + z)2 (1 − Ωm − ΩΛ ) + ΩΛ look back time (0.2, 0.8) (0.05, 0) (Ωm , ΩΛ ) = (1, 0) Hogg (2000; arXiv:astro-ph/9905116) 1 t(z) = H0 Das Universum war bei z ∼ 1 etwa halb so alt wie heute. Temperatur des Mikrowellenhintergrunds Planck-Funktion (Strahlungsenergie pro Sekunde, pro Fläche, pro Frequenzintervall, pro Raumwinkel): Bν (T ) = 2hν 3 c 2 exp 1 hν kT −1 Bei Expansion bleibt die Form der Strahlung erhalten, die Temperatur wird um einen Faktor (1 + z)−1 reduziert: T (z) = T0 (1 + z) = T0 · R −1 T0 = TCMB ≃ 2.73 K COBE, Fixsen et al. (1996; ApJ 473, 576) Einleitung Einleitung Entfernungen ◮ ◮ mitbewegte Entfernung (comoving distance) Z z c dz p DC = 3 H0 0 Ωm (1 + z) + (1 − Ωm − ΩΛ )(1 + z)2 + ΩΛ Winkeldurchmesserentfernung DA = ◮ (angular diameter distance) DC (1 + z) Leuchtkraftentfernung DL = (1 + z) · DC (luminosity distance) Einleitung Kosmologische Entfernungen Ωm = 0.3, ΩΛ = 0.7, h = 0.70 Leuchtkraftentfernung DL mitbewegte Entfernung DC DA (z) hat ein Maximum bei z ∼ 1.6 ! Winkeldurchmesserentfernung DA
