Kosmologie Wintersemester 2015/16 Vorlesung # 15, 09.02.2016 Guido Drexlin, Institut für Experimentelle Kernphysik, Fakultät für Physik Dunkles Universum - DM-Halos - Dunkle Energie: L und dynamische Ansätze (Quintessenz) - Dark Energy Survey - zukünftige Entwicklung & offene Fragenstellungen KIT – Die Forschungsuniversität in der Helmholtz-Gemeinschaft www.kit.edu BAOs & Evidenzen für DM Akustische Oszillationen von Baryonen: - CMB Grundmode (1. Peak): auslaufende Dichtewelle (Baryonen und Photonen), nach Entkopplung wachsen baryonische Kugelschalen (Galaxien) an durch Hubble-Expansion - SDSS-BOSS: Nachweis des BAO-Signals (7s) idealer Maßstab für Skalenparameter a(t) Astrophysikalische DM-Evidenzen Galaxienrotation Cluster: M DM ( r ) r - Gas: Röntgen-T - Virialtheorem (Zwicky) - Bullet-Cluster - Gravitationslinsen 2 26.01.2016 G. Drexlin – VL15 1 DM ( r ) 2 r KIT-IEKP Gravitationslinseneffekt & DM 1 1 1 g b f Gravitationslinsen: - starke Linse: Bögen, Kreuze, … - schwache Linse: statistische Verzerrung schwacher Linseneffekt ohne Linse vorher 3 26.01.2016 nachher G. Drexlin – VL15 Abbild HintergrundGalaxien Linse: Cluster mit CDM KIT-IEKP 5.3 Dunkle Materie Halos Strukturen von Baryonen (H/He-Atome, schwere Elemente): - gravitative Kontraktion entsprechend Jeans-Kriterium - bei Jeans-Instabilität: Wechselwirkung mit Photonen Energie kann abgestrahlt werden (Dissipation) Baryonen kühlen sich ab (gravitative Kontraktion) - Bildung einer flachen Galaxienscheibe mit großräumiger Rotation (Drehimpulserhaltung) 4 26.01.2016 G. Drexlin – VL15 KIT-IEKP Dichteprofile von Baryonen & DM Dunkle Materie: WIMPs - wechselwirken nur gravitativ - wechselwirken nicht mit Baryonen oder Strahlung Energie kann nicht abgestrahlt werden (keine Dissipation) - WIMPs kühlen sich nicht ab (nur gravitative Gezeitenkräfte) - Bildung eines sphärischen Halos - Halo ohne makroskopische Rotation 5 26.01.2016 G. Drexlin – VL15 KIT-IEKP DM Halos - Eigenschaften Halo-DM-Modelle: - sphärische (i.a. triaxiale) Halos mit isotroper/anisotroper Geschwindigkeitsverteilung Parametrisierung: - für kugelförmigen Halo sinkt die Dichte mit (r) ~ r-2 Galaxie (r) Halo aus dunkler Materie - universelles NFW-Profil Navarro-Frenk-White-Profil für wechselwirkungsfreie DM-Teilchen DM ( r ) 0 r RS r 1 RS 2 0: Normierung der Dichte RS: Skalenradius DM-Halo 6 26.01.2016 G. Drexlin – VL15 N F W NFW Profil KIT-IEKP DM Halos & Galaxien´warps´ Dynamik triaxialer DM Halos 3-dim. Lage der Galaxienscheibe relativ zur großen Halbachse des DM Halos ´warp´ triaxialer DM-Halo Beobachtung: auch einzelnstehende Galaxien zeigen ´warps´ im Außenbereich (Gas) Gas Deklination Erklärungsmodell: - Verkippung der Lage der Galaxienscheibe gegen große DM-Halbachse (z.B. durch einen Merger-Prozess) - Dynamik des äußeren Gases wird durch die Lage des DM Halos (große Halbachse) bestimmt ´warp´ Gas Rektaszension 7 26.01.2016 G. Drexlin – VL15 KIT-IEKP Simulation von galaktischen DM Halos N-Teilchensimulationen mit hoher räumlicher Auflösung (320.000 CPU h): ~ 10.000 DM-sub-Halos in galaktischem Halo 5 massive sub-Halos (> 3 × 107 M , aber zu massearm für Protogalaxis) 800×600kpc: 234 Mio DM Teilchen Mtot = 1.7×1012 M 8 26.01.2016 G. Drexlin – VL15 KIT-IEKP 9 26.01.2016 G. Drexlin – VL04 KIT-IEKP CDM – Halostruktur (I) moderate CMD Massenauflösung 10 26.01.2016 G. Drexlin – VL15 KIT-IEKP CDM – Halostruktur (II) gute CDM Massenauflösung 11 26.01.2016 G. Drexlin – VL15 KIT-IEKP CDM – Halostruktur (III) sehr feine CDM Massenauflösung 12 26.01.2016 G. Drexlin – VL15 KIT-IEKP CDM – galakticher Halo mit Substruktur 13 26.01.2016 G. Drexlin – VL15 KIT-IEKP Fehlende Zwerggalaxien und WDM Anzahl N der Zwerg-Galaxien um Milchstrasse: Beobachtung: N ~ 30 bis zu d = 420 kpc Erwartung: N ~ 500 in Standard-CDM-Halo Problem der fehlenden Zwerg-Galaxien Lösung: Astrophysik oder Teilchenphysik Astrophysik: a) DM-Halos mit extrem geringem Baryonenanteil b) DM-Halos durch Gezeiten-Ww. mit Galaxien „zerrissen“ Teilchenphysik: WDM-Modelle mit sterilen Neutrinos sagen N ~ 30 voraus! CDM c0 nsteril Wirkung: Auswaschen von Skalen l < 1 pc 14 26.01.2016 WDM G. Drexlin – VL15 Wirkung: Auswaschen von Skalen l < 100 kpc KIT-IEKP 5.4 Dunkle Energie Evidenzen für Dunkle Energie SN Ia Helligkeitskurven - SNIa: Explosion eines weißen Zwerges mit Masse M > 1.38 M (vgl. ATP-II) - Standardkerze, da Helligkeit stets M = -19.6 mag - weit entfernte SNIa lichtschwächer als erwartet für Universum mit ä(t) ≤ 0 CMB-Multipol & ISW-Effekt - CMB-Multipol: 1. akustischer Peak ergibt Wtot = 1, 2.+3.: WDM = 0.27 daher WL = 0.68 - Integraler Sachs-Wolfe Effekt CMB in expand. Voids/Clustern 15 26.01.2016 G. Drexlin – VL15 KIT-IEKP SNIa & Dunkle Energie L Helligkeiten von SNIae als Funktion von z: Entdeckung der Dunklen Energie Lichtlaufzeit (109 a) Adam Riess: Logbuch Hubble-Resultate 9.1 7.7 5.7 4.3 2.4 1.3 0 0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 1.2 1.4 Rotverschiebung z 16 26.01.2016 G. Drexlin – VL15 KIT-IEKP SNIa als Standardkerzen 1998: weit entfernte SNIae (z > 0.2) sind lichtschwächer als nach extrapoliertem linearen Hubble-Gesetz erwartet beschleunigte Expansion 42 SNIa-Explosionen 2 SN-Teams (1998) - The High-Z SN Search (Mount Stromlo Observatory): Brian Schmidt et al. - Supernova Cosmology Project: S. Perlmutter et al. 17 26.01.2016 G. Drexlin – VL15 KIT-IEKP SNIa als Standardkerzen heute: weitere Datenpunkte durch ESSENCE, SNLS Rotverschiebung z 18 26.01.2016 G. Drexlin – VL15 KIT-IEKP SNIa und Kosmologie 2 SNIa LCDM 1 CMBR 0 Rekollaps -1 Weltalter 0 1 2 Materiedichte 19 26.01.2016 G. Drexlin – VL15 Wm Dichte der dunklen Energie Dichte der dunklen Energie WV kombinierte Ergebnisse von SNIa Daten und der CMBR (Planck) 3 Resultate & der Galaxiencluster (gelb) kein konvergieren bei Wm = 0.31 und WL = 0.69 Urknall 1.5 nur dunkle Energie 1.0 Konkordanzmodell 0.5 leeres Universum Einstein-de Sitter Universum 0 0 0.5 1.0 Materiedichte KIT-IEKP Dark Energy Survey neues internationales Projekt zur Untersuchung der Eigenschaften der Dunklen Energie Teleskop: 4 m Blanco Teleskop am Cerro Tololo Inter-American Observatorium in Chile. - DECam: Dark Energy Camera 520 Megapixel CCD (62 Chips mit je 2048 × 4096 Pixeln) Wissenschaftliche Ziele: Studium der Dunklen Energie mit 4 Methoden: - ca. 4000 SNIae, daraus Expansionsrate ä(t) - ca. 105 Galaxienclustern (Strukturbildung) - ca. 2 × 108 Galaxien (weak lensing), daraus 3D Kartierung der Materie im kosmischen Web - Baryon Acoustic Oscillations (BAO) 20 26.01.2016 G. Drexlin – VL15 KIT-IEKP Dark Energy Survey DECam besitzt sehr großes Gesichtsfeld 2.2° Untersuchung eines Felds von 5000 Quadrat-Grad über 5 Jahre, Beginn der Datennahme ab 8/2013, 21 26.01.2016 G. Drexlin – VL15 KIT-IEKP Square Kilometre Array neues internationales Projekt der Radioastronomie mit A = 1 km2, Australien & Südafrika, 2023 voller Betrieb, 21 cm H-Linie für LSS 23 26.01.2016 G. Drexlin – VL15 KIT-IEKP Dunkle Energie & Alternativen beschleunigte Expansion als Effekt : a+b) dunkle Energie (kosmologische Konstante L, Quintessenz) bzw. durch c) modifizierte Gravitation d) Topologie a) b) kosmologische Konstante L konstanter ParameterVakuumfluktuationen w = -1 w ≠ -1 d) c) modifizierte Gravitation Gravitonen- können in extra Dimensionen propagieren, Verzerrung Raumzeit 24 Quintessenz big rip/big crunch dynamische Variableabhängig von Zeit & Raum 26.01.2016 G. Drexlin – VL15 inhomogenes Universum galaxienreiche und galaxienarme Bereiche KIT-IEKP 5.5 Zukünftige Entwicklung des Universums Entwicklung des Skalenparameters a(t) wird bestimmt von der Zustandsgleichung w der Dunklen Energie a a ( 4 3) G i (1 3 w i ) Friedmann-Lemaitre Gleichung: Energiedichte i einer Komponente -1 25 26.01.2016 -2/3 G. Drexlin – VL15 -1/3 0 i ~ a 1/3 wi = pi / i 3 (1 wi ) 1 w KIT-IEKP Dunkle Energie: L und Alternativen Energiedichte i(t) [GeV/m3] Quintessenz/Phantom-Energie 1015 1010 105 Quintessenz w = w(t) 26.01.2016 Materie: (DM+Baryonen) kosmologische Konstante L 1 Phantom-Energie w = w(t) 10-5 10-4 26 dynamische Grundlage für Dunkle Energie G. Drexlin – VL15 10-3 10-2 10-1 Skalenfaktor a(t) CMB 1 KIT-IEKP Skalenparameter a(t) w 1 ä (t ) Skalenparameter a(t) zukünftige Entwicklung von a(t) Big Rip ä (t ) const. Vakuumenergie Big Crunch 1.0 w 1 3 a(t ) 0 a (t ) 0 heute 27 26.01.2016 G. Drexlin – VL15 Zeit t KIT-IEKP Dunkle Energie – aktuelle Resultate Zustandsgleichung wDE Resultate von CMB (Planck) & LSS (SDSS-BOSS) - bester Fitwert: w = -1.049 ± 0.078 (Dezember 2013) Präferenz für eine kosmologische Konstante L -0.5 -1.0 Planck Planck + BOSS Planck + BOSS -1.5 0.2 28 26.01.2016 G. Drexlin – VL15 0.3 0.4 Materie Wm 0.5 KIT-IEKP kosmischer Horizont Entfernung in mitbewegten Koordinaten Entwicklung des kosmischen Horizonts bisher - kosmologische Konstante: stetig kleinerer Horizont Milchstraße Zeit t 29 26.01.2016 G. Drexlin – VL15 KIT-IEKP offene Fragestellungen: Stabilität? Energiedichte Leerer Raum Topquark-Masse (GeV) Frage: ist das quantenmechanische Vakuum (SM) stabil? - Annahme: keine neue Physik von TeV bis Plnack-Skala instabiler Messwert Bereich 200 150 Standard-Modell mit M(Higgs) = 125 GeV M(Top) = 173 GeV 100 stabiler Bereich 50 0 0 50 100 150 200 Higgs-Masse (GeV) 30 26.01.2016 G. Drexlin – VL15 unser Vakuum exotisches Vakuum <H> KIT-IEKP offene Fragestellungen: erste Sterne? erste Sterne: extrem massereiche Population-III (~300 M) direkte Bildung aus primordialem Gas (keine Metallizität) UV-Licht: Reionisation des Universums (vgl. Kap. 3) Fusionsketten: Bildung der ersten schwere Elemente seither: andere Sternopazitäten, nur Populationen I, II UV: Reionisation des Universums m ~ 300 m 31 26.01.2016 G. Drexlin – VL15 KIT-IEKP offene Fragestellungen: Materiedominanz Neutrino-Eigenschaften: schwere Majorana-n´s Dirac Neutrino 4 n Zustände LeptonenzahlErhaltung DL = 0 Neutrino ≠ Antineutrino Lorentz nD _ nL nR 32 26.01.2016 G. Drexlin – VL15 nL CPT nR CPT Lorentz Majorana Neutrino 2 n Zustände LeptonenzahlVerletzung DL = 2 „Neutrino = Antineutrino“ _ nM nL nR CPT KIT-IEKP offene Fragestellungen: the final one Frage: was passierte vor dem Big Bang? gibt es dazu Signaturen in der CMB?? 33 26.01.2016 G. Drexlin – VL15 KIT-IEKP the end… 34 26.01.2016 G. Drexlin – VL15 KIT-IEKP