BICEP2 und die Polarisation der CMB
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Kosmologie Wintersemester 2015/16 Vorlesung # 10, 22.12.2015 Guido Drexlin, Institut für Experimentelle Kernphysik, Fakultät für Physik Strukturentstehung im Universum - Galaxiensurveys: 2dF, SDSS - Jeans-Kriterium - top-down & bottom-up Strukturbildung - N-Teilchensimulationen - Galaxienkorrelationen KIT – Die Forschungsuniversität in der Helmholtz-Gemeinschaft www.kit.edu Leistungsspektrum der CMB CMB Spektrum: flache Geometrie 1 200 tot Baryonen-Oszillation 2 15.12.2015 G. Drexlin – VL10 Baryonen-Loading KIT-IEKP Sekundäre CMB Anisotropien CMB: Propagation der Photonen in expandierendem Universum Rückschlüsse auf Dunkle Energie (ISW) & Galaxiencluster (SZ) Integrierter Sachs Wolfe Effekt (ISW) - ISW-Effekt liefert unabhängigen Hinweis auf die Existenz der Dunklen Energie DT = (9.6 ± 2.2) µK - statistische Korrelation der DT-Fluktuationen mit Voids (CMB kälter) und Superclustern (CMB heißer) Sunyaev Zel'dovich Effekt (SZ) - Wechselwirkung der CMB mit energetischen Elektronen in Cluster (inverser Compton Effekt), DT ~ mK - Suche nach weit entfernten Galaxienclustern (>1000 SZ-Quellen) 3 15.12.2015 G. Drexlin – VL10 KIT-IEKP DASI – Degree Angular Scale Interferometer DASI: Messzeiten im Südwinter Interferometer: - Auflösung bis 4´ - 10 Kanäle 26-36 GHz erster Nachweis der Polarisation Theorie: E-Mode (rotationsfrei) E-Mode: - wie E-Feld - Dichtefluktuationen (skalar) 4 15.12.2015 G. Drexlin – VL15 Südpol: Amundsen-Scott Station KIT-IEKP WMAP – Polarisationskarte 2006: WMAP – erste vollständige Himmelskarte der Polarisation (E-Mode) Polarisation: Streuung der CMB Photonen an Elektronen Prozess hier: Streuung an nahem reionisierten Gas (q >10°) größere Winkel da nähere Gebiete (optische Tiefe) WMAP: Temperaturfluktuationen mit Polarisationsrichtung (~17% der CMB streut an reionisiertem Gas) 5 15.12.2015 G. Drexlin – VL10 KIT-IEKP CMB – primordiale Polarisation CMB (kleine Winkel!) ist zu kleinem Anteil (~1%) primordial polarisiert, da Thomson-Streuung von CMB Photonen an freien Elektronen kurz vor dem Ende der Rekombination (nur noch wenige e-) - CMB Strahlung ist anisotrop (Quadrupol) → lineare Polarisation Dichtewelle kurz vor Entkopplung 6 15.12.2015 G. Drexlin – VL10 QuadrupolTemperaturverteilung aus Sicht der Elektronen lineare Polarisation KIT-IEKP CMB – Polarisation CMB (kleine Winkel!) ist zu kleinem Anteil (~1%) primordial polarisiert, da Thomson-Streuung von CMB Photonen an freien Elektronen kurz vor dem Ende der Rekombination (nur noch wenige e-) - CMB Strahlung ist anisotrop (Quadrupol) → lineare Polarisation Beobachter lineare CMB Polarisation 7 15.12.2015 G. Drexlin – VL10 QuadrupolTemperaturverteilung aus Sicht der Elektronen KIT-IEKP CMB – Polarisation CMB (kleine Winkel!) ist zu kleinem Anteil (~1%) linear polarisiert, da Thomson-Streuung von CMB Photonen an freien Elektronen kurz vor dem Ende der Rekombination (nur noch wenige e-) - CMB Strahlung ist anisotrop (Quadrupol) → lineare Polarisation lineare CMB Polarisation 8 15.12.2015 G. Drexlin – VL10 QuadrupolTemperaturverteilung aus Sicht der Elektronen KIT-IEKP CMB – Polarisation CMB (kleine Winkel!) ist zu kleinem Anteil (~1%) skalar polarisert, da Thomson-Streuung von CMB Photonen an freien Elektronen kurz vor dem Ende der Rekombination (nur noch wenige e-) - CMB Strahlung ist anisotrop (Quadrupol) → lineare Polarisation lineare CMB Polarisation 9 15.12.2015 G. Drexlin – VL10 Analogie zum E-Feld keine Rotation KIT-IEKP CMB – Polarisation: B-Moden durch inflation CMB (kleine Winkel!) ist zusätzlich auch tensoriell polarisiert, falls die durch die Inflation erzeugten Gravitationswellen (tensorielle Natur) mit der CMB wechselwirken - CMB wird gedehnt/gestaucht → tensorielle Polarisation Rotation in der CMB Polarisation 10 15.12.2015 G. Drexlin – VL10 Analogie zum B-Feld nicht-verschwindende Rotation KIT-IEKP CMB – Polarisation: B-Moden durch Inflation CMB (kleine Winkel!) ist zusätzlich auch tensoriell polarisiert, falls die durch die Inflation erzeugten Gravitationswellen (tensorielle Natur) mit der CMB wechselwirken - CMB wird gedehnt/gestaucht → tensorielle Polarisation Temperaturverteilung aus Sicht der Elektronen B-Mode: Polarisationspattern Gravitationswelle 11 15.12.2015 G. Drexlin – VL10 KIT-IEKP CMB – Polarisation: heiliger Gral B-Moden CMB (kleine Winkel!) ist zusätzlich auch tensoriell polarisiert, falls die durch die Inflation erzeugten Gravitationswellen (tensorielle Natur) mit der CMB wechselwirken - CMB wird gedehnt/gestaucht → tensorielle Polarisation 12 15.12.2015 G. Drexlin – VL10 KIT-IEKP BICEP2 – Background Imaging of Cosmic Extragalactic Polarization 17.3. 2014: „erster Nachweis von B-Moden & primordialen Gravitationswellen / Beweis für inflationäre Phase“ nur f = 150 GHz 13 15.12.2015 G. Drexlin – absolute n mass KIT-IEKP März 2014: „Nachweis“ von B-Moden 14 15.12.2015 G. Drexlin – VL10 KIT-IEKP März 2014: „Nachweis“ von B-Moden 15 15.12.2015 G. Drexlin – VL10 KIT-IEKP Planck Resultate & BICEP2 16 15.12.2015 KIT-IEKP Aktuelle „kosmologische“ CMB-Resultate Antennentemperatur sRMS (µK) BICEP2 und die Polarisation der CMB ein Lehrbeispiel für unterschätzte systematische Effekte – Streuung an galaktischem Staub kann auch B-Moden-Signale erzeugen BICEP2 Frequenz (GHz) 17 15.12.2015 G. Drexlin – VL10 KIT-IEKP BICEP2 – Resultate 2014: Analyse basiert auf abfotografierter Karte von Planck-Daten zur Verteilung des galaktischen Staubs im Blickfeld von BICEP2 sehr starkes angebliches Signal mit r = 0,2 (Tensor/Skalar-Verhältnis) 18 15.12.2015 G. Drexlin – VL10 KIT-IEKP Aktuelle „kosmologische“ CMB-Resultate BICEP2 und die Polarisation der CMB – Februar 2015 19 15.12.2015 G. Drexlin – VL10 KIT-IEKP Planck: Aktuelle CMB-Polarisationskarte 20 15.12.2015 G. Drexlin – VL10 KIT-IEKP „kosmologische“ CMB-Resultate - 2015 Planck-Daten zur Verteilung von galaktischem Staub & SynchrotronStrahlung in der Galaxis 21 15.12.2015 G. Drexlin – VL10 KIT-IEKP „kosmologische“ CMB-Resultate - 2015 Planck-Daten zur Verteilung von galaktischem Staub & SynchrotronStrahlung in der Galaxis 22 15.12.2015 G. Drexlin – VL10 KIT-IEKP Planck: Aktuelle CMB-Polarisationskarte Planck-Resultate - gemeinsame Analyse Planck-BICEP2: keine Evidenz für kosmologisches B-Moden Signal - Beitrag durch Störsignal (Staubringe) deutlich größer als erwartet - neue Experimente zu B-Moden mit verbesserter Sensitivität - Zeitalter der Reionisation (erste Sterne) erst 550 · 106 Jahre nach Big Bang (längere dunkle Epoche) - Polarisationsdaten bestätigen DTMessresultate für b, DM 23 15.12.2015 G. Drexlin – VL10 KIT-IEKP 4. Strukturentwicklung im Universum - Galaxien-Surveys & Simulationen Power-Spektrum der Materie CMB - BAO: akustische Oszillationen Baryonen - Strukturbildung: CDM, WDM & HDM LSS Galaxiencluster 24 15.12.2015 G. Drexlin – VL10 KIT-IEKP 4.1 Galaxien-Surveys & Power-Spektrum Entstehung & Entwicklung von großräumigen Strukturen: CMB heute LSS Large Scale Structures 2 experim. Stützpfeiler: CMB (WMAP, Planck) Galaxiensurveys (2dFGRS, SDSS, …) CMB dunkle Energie CMB Inflation LSST LSS ? ´dark ages´ erste Sterne Reionisation gravitative Verstärkung & Expansion 13.7 Milliarden Lichtjahre 25 15.12.2015 G. Drexlin – VL10 KIT-IEKP 2dF Galaxiendurchmusterung Messung der Rotverschiebung (Spektroskopie) von 220.000 Galaxien mit <z> = 0.11 (z = 0 – 0.2) am Anglo-Australian Telescope (AAT) AAT Fläche: 1.500 Quadrat-Grad Objekte: bis 19.5mag Gesichtsfeld: 2° 2° 2° Ø = 3.9 m Fokalebene: - Rotverschiebungsmessung durch 392 Fibern, Licht geht zu einem Spektrograph - Auflösung l/Dl > 1000 - optische Fiber wird automatisch an den Ort der zu messenden Galaxis positioniert 26 15.12.2015 G. Drexlin – VL10 KIT-IEKP 2dF Galaxiendurchmusterung Juni 2003: endgültige Galaxienkarte mit 221.414 Galaxien 27 15.12.2015 G. Drexlin – VL10 KIT-IEKP SDSS – Sloan Digital Sky Survey Apache Point Observatory, NM SDSS (seit 1998): umfangreicher redshift-Survey - 14555 Quadrat-Grad gemessen (~35% des gesamten Himmels) - lichtschwache Objekte bis 22mag Ziele: - Position & z von >106 Galaxien/Quasare Galaxienverteilung im Universum Materiedichteverteilung r(r) kosmologische Parameter Photometrie: >230.000 Galaxien 28 15.12.2015 G. Drexlin – VL10 5 Farbbänder mit 30 CCDs 354 / 476 / 628 / 769 / 925 nm Spektroskopie: 640 opt. Fibern in Ø = 3° (für ausgewählte Objekte) KIT-IEKP SDSS – Sloan Digital Sky Survey neueste Datenveröffentlichung: Data Release 10 (DR10) aktuell - SDSS III: 2008-14 29 15.12.2015 G. Drexlin – VL10 KIT-IEKP Großräumige Strukturen Beobachtung: filamentartige Strukturen aus Superclustern und Clustern große sphärische Leerräume (Voids) Modellierung: Nachbildung durch N-Teilchen Simulationen Galaxienverteilung als guter Indikator von rtot(r) Shapley Horologium-Reticulum Pisces-Cetus Sloan Great Wall 30 15.12.2015 G. Drexlin – VL10 KIT-IEKP Inhomogenitätsskalen heutiges Universum wird durch lokale Inhomogenitäten charakterisiert r / ‹r› Dichte Dimension l Masse [M] Kugelsternhaufen 1011 102-103 / pc3 10 – 100 pc 105 - 106 offene Sternhaufen 109 10 / pc3 2 – 20 pc 102 - 103 Galaxie 106 0.02 h3 / Mpc3 30 kpc 1011 Galaxiencluster 103 10-5 h / Mpc3 1 – 10 Mpc 1013 Supercluster 2–3 10-6 h / Mpc3 30 – 100 Mpc 1017 Voids ~ 0.2 Objekt 1011 31 15.12.2015 G. Drexlin – VL10 < 100 Mpc 106 2-3 KIT-IEKP Dichtekontrast d relativer Dichtekontrast d(r,t): wichtig für Strukturbildung - Definition: d (r , t ) r (r , t ) r r Bereiche hoher Dichte mittlere Dichte r - frühes Universum (CMB): d (z = 1100) ~ 10-5 - heutiges Universum: d (z = 0) 32 15.12.2015 G. Drexlin – VL10 ~ 2-3 KIT-IEKP Dichtekontrast d Modell der Entwicklung des Dichtekontrasts: - schwache Gravitationsfelder: Newton´sche Gravitation, Störungstheorie - generisches Bild: Zunahme der Inhomogenität im Vergleich zum kosmischen Mittel überdichter Bereich (dr > 0): expandiert langsamer unterdichter Bereich (dr < 0): expandiert schneller Dichtekontrast d(r) ~ Skalenfaktor a(t) - quasi-lineares Verhalten - bei größerem Dichtekontrast (d > 1) wird die Entwicklung nichtlinear lineares Anwachsen des Dichtekontrasts d heute 33 15.12.2015 G. Drexlin – VL10 Zeit KIT-IEKP Strukturbildung – numerische Simulationen Dunkle Materie (DM) & Strukturbildung: DM ist entscheidend, da diese ohne Beeinflussung durch die CMB bis t = t rekomb. anwachsen kann: Dr/r (Dark Matter) ~ 10-3 ! baryonische Materie fällt in die Gravitationspotenziale der dunklen Materie numerische N-Teilchen Simulationen erforderlich CMB lineares Anwachsen des Dichtekontrasts d d (z = 0) ~ 2-3 34 15.12.2015 G. Drexlin – VL10 d (z = 1100) ~ 10-5 Rotverschiebung KIT-IEKP Einschub: gravitative Kontraktion sphärische Gaswolke mit konstanter Gesamtmasse M kontrahiere durch Gravitation, Anfangsradius r0 & mittlerer Anfangsdichte r außenliegendes Massenelement m bei r(t) = r m dr/dt r M - gewonnene kinetische Energie Ekin = ½ · m · (dr/dt)2 r r0 - verlorene potenzielle Energie Epot = G · M · m · (1/r – 1/r0) Kontraktionszeit tFF für freien Fall von r(t0) = r0 → r(tff) = 0 2GM 2GM dr dr / dt r0 r r0 0 tFF 1 / 2 1/ 2 dr ~ Gr unabhängig von r0 - Kontraktion: Transformation von potenzieller Energie → Wärme i.a. hydrostatisches Gleichgewicht: Gravitation thermischer Druck 35 15.12.2015 G. Drexlin – VL10 KIT-IEKP Jeans - Masse m Gaswolke kontrahiert falls Egrav » Ekin charakteristische Skala lJ zur Beschreibung von Systemen unter gravitativem Einfluss: Jeans-Länge lJ 1/ 2 lJ v S Gr dr/dt = vs r M Sir James Jeans r 1/ 2 tFF ~ Gr r0 lJ ~ ns (Schallgeschwindigkeit) Schallgeschwindigkeit vs hängt ab von Zustandsgleichung strahlungsdominiert nach Rekombination g v s2 c 2 3 v s2 5 3 kT mH ns = 4 km/s (H-Gas bei 3000K) 36 15.12.2015 G. Drexlin – VL10 KIT-IEKP Jeans - Masse m Gaswolke kontrahiert falls Egrav » Ekin charakteristische Skala MJ zur Beschreibung von Systemen unter gravitativem Einfluss: Jeans-Masse MJ M J ~ r lJ 3 Jeans-Kriterium: - Gravitative Kontraktion falls dr/dt = vs r M Sir James Jeans r 1/ 2 lJ v S Gr r0 5 3 k BT v mH 2 s lJ k BT G r mH M MJ - akustische Oszillation falls M MJ 37 15.12.2015 G. Drexlin – VL10 Gravitation therm. Druck KIT-IEKP Jeans - Masse m Gaswolke kontrahiert falls Egrav » Ekin charakteristische Skala MJ zur Beschreibung von Systemen unter gravitativem Einfluss: Jeans-Masse MJ dr/dt = vs r M Sir James Jeans r lJ ~ v S r0 M J ~ r lJ 3~ v s 3 Schallgeschwindigkeit vs definiert die Massenskala für Kontraktion strahlungsdominiert nach Rekombination g MJ > 1016 M 38 15.12.2015 G. Drexlin – VL10 MJ fällt ab um Faktor ~ 1012 MJ ~ 105 M KIT-IEKP Strukturbildung z= 1100 topdown Szenarium z= 0 ne,µ,t nsteril CMB WDM c0 LSS bottomup Szenarium 39 15.12.2015 G. Drexlin – VL10 Strukturentwicklung KIT-IEKP Frohe Festtage & ein gutes Neues Jahr! 40 15.12.2015 G. Drexlin – VL10 KIT-IEKP
