Kosmologie Wintersemester 2015/16 Vorlesung # 12, 19.01.2016 Guido Drexlin, Institut für Experimentelle Kernphysik, Fakultät für Physik Strukturentstehung im Universum - Leistungsspektrum der Materie: Grundlagen HDM & CDM - Eigenschaften von DM - Lee-Weinberg-Kurve - thermische WIMP-Erzeugung KIT – Die Forschungsuniversität in der Helmholtz-Gemeinschaft www.kit.edu Strukturentstehung LSS Entwicklungsszenarien: - top-down Szenarium (HDM) große Strukturen fragmentieren - bottom-up Szenarium (CDM) kleine Strukturen verschmelzen Protogalaxien Galaxien Cluster - Virialisierung kollabierter Strukturen N-Teilchensimulationen: - rechen-intensive numerische Simulationen der Strukturentwicklung auf „kleinen“ Skalen (für nicht-perturbative Dichtefluktuationen mit dr/r > 1) 2 19.01.2016 G. Drexlin – VL12 KIT-IEKP Korrelationsfunktionen: CMB & Galaxien Temperatur/Dichte-Fluktuationen der CMB & räumliche Anordnung der Galaxien sind nicht stochastisch, sondern zeigen Korrelationen CMB-Leistungsspektrum Cℓ Materie-Dichtekontrast d - 2 dim. auf Kugeloberfläche - Winkel Q Multipol ℓ - 3 dim. innerhalb Kugelvolumen - Abstand r Wellenzahl k - Korrelationsfunktion Winkel: - Korrelationsfunktion Dichtekontrast: 1 C ( ) 4 (2 1) C P (cos ) d 2 1 2 2 k 2 P( k ) dk k = 2 / r Q = /ℓ x y 3 19.01.2016 G. Drexlin – VL12 KIT-IEKP P(k) (h-3 Mpc3) Leistungsspektrum der Materie P(k) DM-Mode (großes l) tritt erst im materie-dominierten Universum in den Horizont ein: Kontrast steigt weiter r r ~ t 2 / 3 4 19.01.2016 G. Drexlin – VL12 DM-Mode (kleines l) tritt bereits im strahlungs-dominierten Universum in den Horizont ein: Kontrast ist „eingefroren“ CMB kleines l großes l r r const Wellenzahl k (h Mpc-1) materiedominiert strahlungsdominiert KIT-IEKP Leistungsspektrum P(k) (h-3 Mpc3) (Dichtekontrast dr/r)2 Leistungsspektrum & Größenskalen 105 Cluster primordiales HarrisonZeldovich Spektrum Galaxien 104 103 102 CMB: WMAP, Planck Materie: Abfall abhängig von kosmologischen Parametern (CDM, HDM) 101 CMB 10-3 10-2 10-1 1 10 Wellenzahl k (h Mpc-1) 5 19.01.2016 G. Drexlin – VL12 KIT-IEKP Leistungsspektrum P(k) (h-3 Mpc3) (Dichtekontrast dr/r)2 Leistungsspektrum: Harrison-Zeldovich 105 der Dichtekontrast dr/r von DM-Moden auf allen Skalen wird erzeugt durch Inflation mit Leistung P(k) ~ kn - größte Skalen: lineare Verstärkung von primärem dr/r über die gesamte Hubble-Zeit primordiales HarrisonZeldovich Spektrum 104 103 P(k ) ~ k 102 101 skaleninvariantes Harrison-Zeldovich Spektrum n = (skalarer) spektraler Index Inflation: n = 0.92 – 0.98 Planck: n = 0.9603 ± 0.0073 10-3 10-2 10-1 Wellenzahl k (h Mpc-1) 6 19.01.2016 G. Drexlin – VL12 KIT-IEKP Leistungsspektrum P(k) (h-3 Mpc3) (Dichtekontrast dr/r)2 Leistungsspektrum – Maximum 105 Maximum des LeistungsSpektrums P(k), wenn DM-Mode in kausalem Kontakt gerade zur Zeit teq (noch kein Einfrieren): primordiales HarrisonZeldovich Spektrum 104 spät früh r r (teq ) r m (teq ) 103 g 102 101 materiedominiert große DM-Strukturen in kausalem Kontakt erst im materieCMB dominierten Universum 10-3 10-2 strahlungsdominiert kleine DM-Strukturen treten ein in den Horizont bereits im strahlungsdominierten Universum (früh), dadurch wird Mode ´eingefroren´ 10-1 Wellenzahl k (h Mpc-1) 7 19.01.2016 G. Drexlin – VL12 KIT-IEKP Leistungsspektrum P(k) (h-3 Mpc3) (Dichtekontrast dr/r)2 Leistungsspektrum – Maximum 105 Maximum des LeistungsSpektrums P(k) primordiales HarrisonZeldovich Spektrum 104 103 teq CMB: P(k ) ~ k 102 101 die DM-Mode, die gerade bei t = teq in den kausalen Horizont eintritt, zeigt den CMB Dichtekontrast größten 10-3 10-2 10-1 Wellenzahl k (h Mpc-1) 8 19.01.2016 G. Drexlin – VL12 KIT-IEKP Leistungsspektrum P(k) (h-3 Mpc3) (Dichtekontrast dr/r)2 Leistungsspektrum – Maximum 105 Maximum des LeistungsSpektrums P(k), wenn: primordiales HarrisonZeldovich Spektrum r r (t ) r m (t ) 104 t = teq 103 CMB: Wellenzahl keq : P(k ) ~ k 102 keq 0.073 mat h Mpc 1 keq 101 - für mat ~ 0.3 ergibt sich : keq ~ 0.022 · h Mpc-1 leq ~ 350 h-1 Mpc lCMB > c · teq 10-3 10-2 (z = 3570) 10-1 l < c · teq Wellenzahl k (h Mpc-1) 9 19.01.2016 G. Drexlin – VL12 KIT-IEKP Leistungsspektrum P(k) (h-3 Mpc3) (Dichtekontrast dr/r)2 Leistungsspektrum – Maximum 105 primordiales HarrisonZeldovich Spektrum größte beobachtbare Strukturen bei k ~ keq: - Supercluster - Supervoids 104 103 CMB: P(k ) ~ k 102 keq 101 CMB 10-3 10-2 10-1 Wellenzahl k (h Mpc-1) 10 19.01.2016 G. Drexlin – VL12 KIT-IEKP Leistungsspektrum P(k) (h-3 Mpc3) (Dichtekontrast dr/r)2 Leistungsspektrum & Größenskalen 105 primordiales HarrisonZeldovich Spektrum t < teq 104 strahlungsdominiert: spät 103 CMB 102 101 materiedominiert g DM früh strahlungs- g dominiert P( k ) ~ k 3 das Anwachsen von dr/r von klein-skaligen DM-Fluktuationen mit k > keq wird in der strahlungsdominierten Ära durch die Gravitation der Photonen stark unterdrückt (z > 4000) (´Einfrieren´) je kleiner l (größer k), je länger eingefroren, je kleiner P(k) 10-3 10-2 10-1 1 10 Wellenzahl k (h Mpc-1) 11 19.01.2016 G. Drexlin – VL12 KIT-IEKP Leistungsspektrum P(k) (h-3 Mpc3) (Dichtekontrast dr/r)2 Leistungsspektrum – Resultate 104 CMB Galaxiencluster - SDSS 103 Gravitationslinsen 100 Kosmische Hintergrundstrahlung SDSS Galaxien Galaxien-Cluster-Häufigkeiten schwache Gravitationslinsen Lyman-a-Wald 10 Lyman-a 1 10-3 10-2 10-1 1 10 Wellenzahl k (h Mpc-1) 12 19.01.2016 G. Drexlin – VL12 KIT-IEKP Leistungsspektrum P(k) (h-3 Mpc3) (Dichtekontrast dr/r)2 Leistungsspektrum – HDM & CDM P(k) wichtiger früher Test für verschiedene DM Modelle 104 LCDM-Konkordanz LHDM (mn = 5 eV) LHDM (mn = 10 eV) CMB 103 100 10 1 CDM erzeugt wesentlich mehr Leistung bei großer Wellenzahl k (kleine Skalen) bottom-up Szenarium 10-3 10-2 10-1 1 10 Wellenzahl k (h Mpc-1) 13 19.01.2016 G. Drexlin – VL12 KIT-IEKP Dichtekontrast: Dunkle Materie & Galaxien dunkle Materie Galaxien Vergleich der Entwicklung des Dichtekontrasts dr/r von Dunkler Materie & Baryonen (Galaxien) durch detaillierte N-Teilchensimulationen z = 8.55, 5.72, 1.39, 0 t = (0.6, 1.0, 4.7, 13.6) × 109 Jahre Dichtekontrast der Baryonen entspricht dem Dichtekontrast der Dunklen Materie Leistungsspektrum P(k) der Materie bei großen Wellenzahlen k (kleines l) ist ideal geeignet zur Bestimmung von kosmologischen Parametern 14 19.01.2016 G. Drexlin – VL12 KIT-IEKP Simulationsresultate für CDM Modelle z=3 z=2 z=1 kosmologisches LCDM Konkordanz-Modell LCDM SCDM reines CDM Modell (m=1) tCDM reines CDM Modell modifiziertes primordiales Leistungsspektrum (tilted) OCDM reines CDM Modell (m=0.3) offenes Universum 15 19.01.2016 G. Drexlin – VL12 KIT-IEKP Simulationsresultate für L Modelle Simulationsresultate für L=0.99, 0.75, 0.00 L= 0.99 unser Universum L= 0.70 L= 0.00 16 19.01.2016 G. Drexlin – VL12 KIT-IEKP Strukturbildung mit CMD, WDM, HDM z= 1100 topdown Szenarium z= 0 ne,µ,t nsteril CMB WDM c0 LSS bottomup Szenarium 17 19.01.2016 G. Drexlin – VL12 Strukturentwicklung KIT-IEKP Dunkle Materie: heiß, warm oder kalt? Vergleich von DM-Modellen mit Beobachtungen (<rDM> ~ 1 keV/cm³): Auswaschen auf unterschiedlichen Längenskalen (lfree-streaming) 18 Heiße Dunkle Materie Warme Dunkle Materie Teilchen: aktive Neutrinos ne,µ,t m ~ 0.05 – 2 eV Teilchen: sterile Neutrinos ns m ~ 1 – 20 keV Teilchen: SUSY-Neutralinos c0 m ~ 10 – 1000 GeV Anzahl: N(aktiv): 339/cm3 Entkopplung: T = 2 – 3 MeV T/m ~ 106 – 107 Anzahl: N(steril): ~0.1-1/cm3 Entkopplung: keine, entstehen durch n-Oszillationen Anzahl: N(c0): 10-7-10-9/cm3 Entkopplung: T = 0.5 – 50 GeV T/m ~ 1/20 Wirkung: Auswaschen von Skalen l < 1 Gpc Wirkung: Auswaschen von Skalen l < 100 kpc Wirkung: Auswaschen von Skalen l < 0.1 pc 19.01.2016 G. Drexlin – VL12 Kalte Dunkle Materie KIT-IEKP Dunkle Materie: heiß, warm oder kalt? Vergleich von DM-Modellen mit Beobachtungen (<rDM> ~ 1 keV/cm³): Auswaschen auf unterschiedlichen Längenskalen (lfree-streaming) Heiße Dunkle Materie Warme Dunkle Materie Teilchen: aktive Neutrinos ne,µ,t m ~ 0.05 – 2 eV Teilchen: sterile Neutrinos ns m ~ 1 – 20 keV Wirkung: Auswaschen von Skalen l < 1 Gpc 19 19.01.2016 G. Drexlin – VL12 Wirkung: Auswaschen von Skalen l < 100 kpc Kalte Dunkle Materie Teilchen: SUSY-Neutralinos c0 m ~ 10 – 1000 GeV Wirkung: Auswaschen von Skalen l < 0.1 pc KIT-IEKP Thermische WIMPS – nur HDM oder CDM Weshalb sind thermische Relikte aus dem Big Bang nur HDM (leichte Neutrinos mit sub-eV Massen) oder CDM (Neutralinos mit GeV/TeV Massen)? Heiße Dunkle Materie Lee-Weinberg Kurve Teilchen: aktive Neutrinos ne,µ,t m ~ 0.05 – 2 eV Teilchen: SUSY-Neutralinos c0 m ~ 10 – 1000 GeV 이휘소 relativistisches „free streaming“ mit v = c, keine Annihilation 20 19.01.2016 G. Drexlin – VL12 Kalte Dunkle Materie Weinberg Thermische Erzeugung und Annihilationsraten erlauben nur 2 enge Massenbereiche für WIMPs, mit denen die Beobachtung DM ~ 0.27 erreicht werden kann nicht-relativistisch & quasi ortsfest, sehr starke Annihilation KIT-IEKP Lee-Weinberg Kurve: HDM propagiert 104 103 102 101 100 heiße dunkle Materie Energiedichte DM HDM: nach der Entkopplung relativistisch, daher keine AnnihilationsProzesse HDM-Teilchendichte nicht reduziert, Resultat: HDM ~ M, 105 10-1 M = Tfr HDM: M << Tfr dominanter DM Anteil 10-1 100 101 102 103 104 105 106 107 108 109 1010 21 19.01.2016 G. Drexlin – VL12 HDM ~ M(n) WIMPMasse M (eV) KIT-IEKP Lee-Weinberg Kurve: CDM annihiliert 103 102 101 100 10-1 M = Tfr M >> Tfr dunkle Materie 104 CDM ~ M-2(c) kalte Energiedichte DM CDM: vor der Entkopplung nichtrelativistisch, daher intensive AnnihilationsProzesse mit sAnn ~ M2, Resultat: CDM-Teilchendichte extrem reduziert 105 dominanter DM Anteil 10-1 100 101 102 103 104 105 106 107 108 109 1010 22 19.01.2016 G. Drexlin – VL12 WIMPMasse M (eV) KIT-IEKP Lee-Weinberg Kurve: nur HDM & CDM 102 101 100 10-1 M = Tfr HDM: M << Tfr M >> Tfr dunkle Materie 103 kalte 104 heiße dunkle Materie Energiedichte DM Resultat: nur extrem leichte, relativistische WIMPs (Neutrinos) ohne Annihilation, oder sehr schwere, nicht-relativistische CDM mit Annihilation 105 beobachteter DM Anteil 10-1 100 101 102 103 104 105 106 107 108 109 1010 23 19.01.2016 G. Drexlin – VL12 DM = 0.27 WIMPMasse M (eV) KIT-IEKP Neutrinos und Neutralinos CDM: vor der Entkopplung nichtrelativistisch, daher intensive AnnihilationsProzesse mit sAnn ~ M2, Resultat: CDM-Teilchendichte extrem reduziert Lee-Weinberg-Kurve: - um eine DM-Überdichte DM > 1 bei einer thermischen Erzeugung von DM-WIMPs (Neutrinos, Neutralinos) zu vermeiden, gelten für sAnn = sschw. WW folgende Massengrenzen: HDM (Neutrinos): m(n) < 10 eV CDM (Neutralinos): m(c) > 10 GeV - da sAnn von SUSY-Neutralinos nicht genau bekannt ist, können für m(c) = 10 GeV … 10 TeV realistische Werte CDM erhalten werden WDM: sterile Neutrinos mit keV-Massen können nur nicht-thermisch erzeugt werden (Massenbeimischung zu aktiven Neutrinos, z.B. ne) 24 19.01.2016 G. Drexlin – VL12 KIT-IEKP Strukturbildung mit CDM WIMP: Weakly Interacting Massive Particle (c) - nicht-baryonische thermische Relikte aus dem Big Bang, nur schwach wechselwirkend (+ Gravitation) - nur Paar-Erzeugung / Paar-Vernichtung von WIMPs (Majorana-Teilchen mit erhaltener Quantenzahl) - stabil über kosmologische Zeiträume - nichtrelativistische Propagation - SUSYNeutralino?? 25 19.01.2016 G. Drexlin – VL12 KIT-IEKP
© Copyright 2024 ExpyDoc
