Benutzerspezifische Werkzeuge

Sektionen
Drucken  

Kosmologie und Hochenergie-Astrophysik

Die Kosmologie erforscht den Ursprung und die Entwicklung des Universums als Ganzes und setzt sich zum Ziel, die zugrundeliegende Physik der Entstehung kosmologischer Strukturen zu verstehen. Durch Untersuchungen der Entwicklung des Universums in den vergangenen 13,8 Milliarden Jahren seit dem Urknall wissen wir, dass komplexe kosmologische Strukturen aus einem ursprünglich nahezu homogenen Medium entstanden. Die Galaxien sind entlang eines Netzes von Filamenten aufgereiht, das riesige kosmische Leerräume umspannt: das "Cosmic Web". Wenn wir uns auf kleinere Skalen konzentrieren, dann sehen wir, dass die Filamente keine glatten Gebilde sind, sondern aus einzelnen, näherungsweise sphärischen Halos bestehen, die durch den Kollaps von Materie entstanden. Im kosmologischen Standardmodell bestehen diese Halos hauptsächlich aus Dunkler Materie, aber auch aus normaler (“baryonischer”) Materie, welche in Form von diffusem Gas, sowie als leuchtende Sterne, Sternüberreste und Planeten vorkommt. Die Existenz der Dunklen Materie wird durch ihre gravitative Wirkung auf die leuchtende Materie nachgewiesen, die in der Vielfalt der Galaxien beobachtet werden kann. Halos aus Dunkler Materie existieren über eine Spannbreite von Skalen und beherbergen verschieden große Galaxien: von winzigen Zwerggalaxien, die “nur” eine Million Sonnenmassen wiegen, bis hin zu großen Spiral- und elliptischen Galaxien, die über 100 Milliarden Sonnenmassen schwer sind. All diese Galaxien können ihrerseits in riesigen Galaxienhaufen gebunden sein, die aus Tausenden von Galaxien bestehen.

Unser Forschungsprogramm zielt darauf ab, die physikalischen Prozesse zu verstehen, die zur Entstehung und Entwicklung von kosmologischen Strukturen führen. Diese reichen von der Entstehung der ersten Galaxien, die das Universum reionisieren, über die Eigenschaften des intergalaktische Mediums, bis hin zur heutigen Population von Galaxien und Galaxienhaufen. In unserer Gruppe versuchen wir, uns diesen interessanten Herausforderungen zu stellen, indem wir „Papier-und-Bleistift“-Theorie mit einer fortschrittlichen Simulationstechnik verknüpfen, die im Arepo-Code realisiert wird. Dieser Code verwendet ein sich bewegendes Gitter als zugrunde liegende numerische Struktur und ermöglicht Simulationen mit bisher unerreichter Genauigkeit, numerischer Auflösung und physikalischer Vollständigkeit. Wir verwenden darüberhinaus andere numerische Verfahren, welche im Gadget und Flash Code realisiert wurden. Diese theoretischen Anstrengungen werden durch Beobachtungen nicht-thermischer Emission von Galaxien und Galaxienhaufen ergänzt, die neue Verfahren im Radiowellenlängenbereich bis hin zur Gammastrahlung ausnützen.

Die wissenschaftlichen Untersuchungen basieren auf Computersimulationen, in denen zu sehen ist, wie Ansammlungen von Dunkler und baryonischer Materie auf Grund der anziehenden Wirkung der Gravitation wachsen, und magneto-hydrodynamische Prozesse im Gas letztendlich zur Entstehung von Sternen und Schwarzen Löchern führen. Eine wichtige Rolle spielt dabei auch die dynamische und thermische Rückwirkung der entstandenen Sterne und Schwarzen Löcher auf die Eigenschaften des kosmischen Gases, die als "feedback" bezeichnet wird. Im Speziellen analysieren wir, wie plasma-physikalische und hoch-energetische, astrophysikalische Prozesse Teilchen der kosmischen Strahlung beschleunigen und diese wiederum Kräfte und Energie auf das umliegende thermische Plasma übertragen können. Unsere aufwändigen Computersimulationen werden auf europäischen Supercomputern und den Computerclustern am AIP gerechnet und ausgewertet.

Im Folgenden erklären wir die einzelnen Forschungsprojekte, die wir in unserer Gruppe verfolgen: die ersten sechs Projekte sind entlang des kosmischen Zeitstrahls geordnet, die letzten fünf Projekte beschreiben hautsächlich physikalisch-orientierte Untersuchungen, von denen wir uns erhoffen, dass sie einen wichtigen Beitrag zur kosmologischen Strukturenstehung liefern werden, sowie unsere Datenbank.

 

Kontakt: Prof. Dr. Christoph Pfrommer, +49 331 7499-513, Email: cpfrommer [at] aip [dot] de

 

Projektübersicht

1. Erste Sterne, Protogalaxien und kosmische Reionisation
2. Einfluss kosmischer Strahlung auf die Galaxienentstehung - das CRAGSMAN Projekt
3. Entstehung und Entwicklung von Galaxienhaufen
4. Kosmographie, das kosmische Galaxiennetzwerk und Zwerggalaxien im lokalen Universum
5. Nahfeld Kosmologie mit Simulationen des lokalen Universums - CLUES
6. Hochaufgelöste gasdynamische Simulationen der unmittelbaren kosmischen Nachbarschaft - das HESTIA Projekt
7. Das interstellare Medium und die Physik galaktischer Ausflüsse
8. Transport kosmischer Strahlung und Wärme in Galaxien und Galaxienhaufen
9. Physik und Kosmologie des Blazar-Heizens
10. Verknüpfung von Teilchenphysik und Kosmologie durch eine effektive Theorie der Strukturentstehung - ETHOS
11. Datenbank kosmologischen Simulationen - CosmoSim

 

1. Erste Sterne, Protogalaxien und kosmische Reionisation

Der Theorie der kosmischen Inflation zufolge wurden im frühen Universum Quantenfluktuationen auf makroskopische Größe aufgeblasen. Diese Fluktuationen übertrugen sich dann auf das Dichtefeld der Dunklen Materie, des ionisierten Gases und der Verteilung der Photonen. Als diese Fluktuationen in den Schallhorizont des kosmischen Plasmas eintraten, wurde die gravitative Anziehungskraft in den überdichten Regionen durch den Strahlungsdruck der Photonen ausgeglichen, was zur Ausbreitung von Schallwellen führt. Das expandierende Universum kühlte dabei weiter adiabatisch ab. Als eine charakteristische Temperatur von 3000 Kelvin erreicht wurde, konnte Wasserstoff (das häufigste Element im frühen Universum) rekombinieren, und das Universum wurde für die Photonen durchsichtig. Diese fingen an, von den letzten Streuereignissen weg zu strömen. Infolgedessen kann der Strahlungsdruck nicht mehr als rücktreibende Kraft wirken, was die Anregung von Schallwellen im Folgenden unterbindet. Die Sichtlinien-Geschwindigkeit der Photonen induziert Dopplerverschiebungen beim Strömen aus und in die dichten Regionen, die sich als Fluktuationen der kosmischen Mikrowellenhintergrundstrahlung mit einer charakteristischen Amplitude von einem Teil in 100.000 aufprägen.

 Gas kollabiert in Filament-Strukturen im frühen Universum. Die hellen Knotenpunkte stellen die Keimzellen der Entstehung der ersten Galaxien dar (Maio & Creasey).

Gas kollabiert in Filament-Strukturen im frühen Universum. Die hellen Knotenpunkte stellen die Keimzellen der Entstehung der ersten Galaxien dar (Maio & Creasey).

Da die Dunkle Materie nicht (elektromagnetisch) mit Photonen wechselwirkt, hatte sie schon vor der Rekombination Zeit, kleine Potenzialtöpfe zu bilden. Als das nahezu neutrale Gas von den Oszillationen entkoppelte, strömte es in diese Potenzialtöpfe. Die Schwerkraft in den überdichten Regionen zog mehr Materie an, was zu einem weiteren Anwachsen dieser Fluktuationen führte, bis diese nicht-linear wurden und anfingen, in sich zusammenzustürzen. Die sich bildenden sehr kleinen Halos entkoppelten von der allgemeinen Hubble Expansion des Universums. Wenn das kontinuierlich einstürzende Gas auf das dichte Halo-Gas trifft, dann entstehen Stoßwellen. Diese bremsen das kalte Gas ab und wandeln kinetische Energie in thermische innere Energie bei den kleinen charakteristischen Virialtemperaturen der Halos um.

Die Zeit, welche das Gas in den Mini-Halos braucht um zu kühlen (die “Kühlzeit”), ist ausreichend kurz, so dass das Gas schnell abkühlen und zu großen Dichten kollabieren kann; kaltes, sehr dichtes Gas ist die Voraussetzung dafür, damit sich die ersten Sterne des Universums bilden können. Weitere kontinuierliche Sternentstehung in den dichtesten Regionen führt zur Entstehung der ersten Protogalaxien. In unserer Gruppe führen wir kosmologische Simulationen der Entstehung der ersten Sterne mit primordialer Chemie durch (die sogenannten Pop-III Sterne), um deren Eigenschaften zu studieren. Die Objekte emittieren viel Ultraviolett-Strahlung, die in der Lage ist, das umgebende primordiale Gas im Universum zu reionisieren. Weiterhin untersuchen wir den stellaren Ursprung der Episoden von Gammastrahlungsausbrüchen und die damit verbundene Anreicherung des primordialen Gases mit schweren Elementen. Dies wird uns in die Lage versetzen, verschiedene Feedback-Effekte zu untersuchen, und die Metallizität des neu angereicherten Gases und der ersten Sterne durch Beobachtungen von gedämpften Lyman-alpha Systemen zu untersuchen. Durch die Erforschung von primordialen Sternentstehungsregionen versuchen wir herauszufinden, ob die Protogalaxien mit gegenwärtigen oder zukünftigen Beobachtungsinstrumenten, wie ALMA, SKA, und ATHENA entdeckt werden können.

Hauptverantwortliche Forscher: Umberto Maio, Martin Lüders (alle AIP)

Gehe zum Seitenanfang

2. Einfluss kosmischer Strahlung auf die Galaxienentstehung - das CRAGSMAN Projekt

Wenn die Dunkle-Materie-Halos auf die Größe von Zwerggalaxien angewachsen sind, wird die gravitative Anziehungskraft größer als der vorherrschende Gasdruck. Als Folge davon kollabiert das Gas, es wird dichter und durch Strahlungsverluste so weit abgekühlt, dass es schließlich eine rotierende Gasscheibe im Halo-Zentrum bildet. In dieser Scheibe werden nun Sterne geboren, und wir beobachten eine sich entwickelnde Scheibengalaxie. Da die Kühlzeit des Gases signifikant kürzer als das Alter der Galaxie ist, sollte schließlich das gesamte Gas kühlen und kollabieren, um vollständig in Sterne umgewandelt zu werden. Dies kommt aber im Universum nicht vor: während in Milchstraßen-großen Galaxien nur 20% des Gases in Sterne umgewandelt werden, endet in Zwerggalaxien sogar viel weniger (nur 1% des Gases) in Sternen.

Cragsman Logo: A Ein zusammengesetztes Bild das einen Felskletterer   (”cragsman”) zeigt, der sich der Herausforderung stellt, unsere Nachbargalaxie   zu erklimmen (NASA/JPL-Caltech/Pfrommer).

Cragsman Logo: A Ein zusammengesetztes Bild das einen Felskletterer (”cragsman”) zeigt, der sich der Herausforderung stellt, unsere Nachbargalaxie zu erklimmen (NASA/JPL-Caltech/Pfrommer).

Die Lösung dieses Rätsels der Galaxienentstehung stellt eine der größten Herausforderungen in der modernen Astrophysik dar. Kürzlich durchgeführte kosmologische Simulationen haben eine mögliche Lösung gefunden und gezeigt, dass “Feedback” bei der Sternentstehung, von Supernovae, und von anwachsenden super-massereichen Schwarzen Löchern (sogenannte aktive Galaxienkernen) sehr wichtig zu sein scheint, um realistische Scheibengalaxien zu erhalten, um die Sternentstehung zu verlangsamen, so dass diese mit den kleinen beobachteten Raten übereinstimmen, als auch um Gas und Metalle von den Galaxien in den intergalaktischen Raum zu transportieren. Dieser Fortschritt hat allerdings die Einschränkung, dass “Feedback” phänomenologisch modelliert wird und mit Hilfe von globalen Korrelationen kalibriert wird, was die Vorhersagekraft der Simulationen erheblich schwächt.

Kosmische Strahlung besteht aus geladenen Elementarteilchen, die sich unglaublich schnell bewegen, mit Geschwindigkeiten nahe der Lichtgeschwindigkeit. Ein Jahrhundert nach ihrer Entdeckung fangen wir nun langsam an, den astrophysikalischen Mechanismus zu verstehen, der gewöhnliche Elementarteilchen derartig beschleunigen kann: Mächtige Stoßwellen, die von Sternexplosionen verursacht werden oder – alternativ – beim Wachstum eines super-massereichen Schwarzen Loches entstehen. Ist die kosmische Strahlung nur eine astrophysikalische Kuriosität oder spielt sie eine entscheidende Rolle bei der Entwicklung kosmologischer Strukturen?

Magnetische Umhüllung in hoch-aufgelösten   magneto-hydrodynamischen Simulation. Eine Galaxie, die sich durch ein   schwach-magnetisiertes Medium bewegt (im Bild nach oben), wird immer von   starken Magnetfeldern umhüllt (Pfrommer & Dursi 2010).

Magnetische Umhüllung in hoch-aufgelösten magneto-hydrodynamischen Simulation. Eine Galaxie, die sich durch ein schwach-magnetisiertes Medium bewegt (im Bild nach oben), wird immer von starken Magnetfeldern umhüllt (Pfrommer & Dursi 2010).

Dies ist eine der zentralen Fragen, welche wir mit der Forschung in unserer Gruppe gern beantworten wollen. Erste Anzeichen sprechen für die Möglichkeit, dass die kosmische Strahlung für die gewaltigen Gasausflüsse während der Galaxienentstehung verantwortlich sein könnte. Diese Ausflüsse könnten dann die beobachtete verringerte Sternentstehungsrate innerhalb der Galaxien erklären und somit ein großes Rätsel der Galaxienentstehung lösen.

Wir arbeiten im Moment an einer Erweiterung der Beschreibung für die kosmische Strahlung im Arepo Code, die das Impulsspektrum von Hadronen und Leptonen zusätzlich abbilden wird, so dass wir uns mit einem komplexen fünf-dimensionalen Problem konfrontiert sehen. Eine Lösung dieses Problems ermöglicht uns, die nicht-adiabatischen Kühlprozesse und den aktiven Transport der kosmischen Strahlung genauer abzubilden und nicht-thermische Radio- und Gammastrahlung vorherzusagen. Mit dieser neuen Beschreibung werden wir Galaxien in idealisierten und kosmologischen Umgebungen simulieren, die die Magneto-Hydrodynamik und Physik der kosmischen Strahlung selbstkonsistent beschreiben. In diesen Simulationen untersuchen wir das Wachstum von kosmischen Magnetfeldern, welche durch kleinskalige, turbulente und großskalige, galaktische Dynamoprozesse entstehen. Darüber hinaus werden wir Eigenschaften und die Entstehung der von der kosmischen Strahlung getriebenen galaktischen Winde untersuchen, wie sie die Sternentstehung regulieren und das zirkumgalaktische Medium mit Metallen und Magnetfelder anreichern.

Diese Projekt wird vom europäischen Forschungsrat (European Research Council oder kurz ERC) innerhalb des Grundlagen-Programms für Wissenschaft und Innovation der europäischen Gemeinschaft, Horizon 2020, für einen Zeitraum von 60 Monaten mit einem “Consolidator Grant” finanziert und trägt den Titel “CRAGSMAN: The Impact of Cosmic Rays on Galaxy and Cluster Formation”.

Hauptverantwortliche Forscher: Christoph Pfrommer (PI), Philipp Girichidis, Matteo Pais, Georg Winner, Maria Werhahn, Timon Thomas (all AIP) and Ruediger Pakmor, Svenja Jacob, Christine Simpson, Volker Springel (all HITS)

Gehe zum Seitenanfang

3. Entstehung und Entwicklung von Galaxienhaufen

Im Verlauf der kosmischen Entwicklung verschmelzen galaxiengroße Halos miteinander und bilden größere und größere Objekte, was wir als hierarchisches Wachstum kosmologischer Strukturen bezeichnen. Nachdem Galaxienhalos zu Galaxiengruppen verschmelzen, entstehen dann schlussendlich die größten gravitativ-kollabierten Objekte im Universum, die Galaxienhaufen. Diese entstehen an den Knotenpunkten des kosmischen Netzes infolge von konstruktiver Interferenz langer Wellen primordialerer Dichtefluktuationen. Die gravitative Bindungsenergie der Galaxienhaufen zieht Galaxiengruppen und Gas in der (kosmischen) Nachbarschaft an, welche infolgedessen mit dem Galaxienhaufen verschmelzen und dabei enorme Stoßwellen erzeugen, die das Gas auf Röntgen-emittierende Temperaturen von 108 Kelvin aufheizen. In den seltenen Zusammenstößen von Galaxienhaufen wird sogar die meiste Energie im Universum freigesetzt (nach dem Urknall). Die beschleunigte Expansion des Universums, verursacht durch die Dunkle Energie, verlangsamt das Strukturwachstum, so dass es schließlich zu Ende kommt. Daher werden Galaxienhaufen, welche gegenwärtig die größten kosmologischen Objekte darstellen, für immer die größten gebundenen Objekte in unserem Universum bleiben!

Energiedissipation durch kosmische Stoßwellen, die sich un   einen massiven Galaxienhaufen bilden. Die Helligkeit skaliert (logarithmisch)   mit der Dissipationsrate und die Farben zeigen die Stärke der Stoßwellen mit   Machzahlen (Pfrommer et al. 2008).

Energiedissipation durch kosmische Stoßwellen, die sich un einen massiven Galaxienhaufen bilden. Die Helligkeit skaliert (logarithmisch) mit der Dissipationsrate und die Farben zeigen die Stärke der Stoßwellen mit Machzahlen (Pfrommer et al. 2008).

Ähnlich zur Galaxienentstehung, könnte die kosmische Strahlung sogar eine wichtige Rolle bei der Entwicklung von Galaxienhaufen spielen und ein Prüfstein für die kosmologische Strukturentstehung darstellen. Jedoch bleibt die thermische Entwicklung von Galaxienhaufen mysteriös: die Zentralbereiche einiger Haufen sollten sich schon längst wesentlich stärker abgekühlt haben und kollabiert sein. Das ist das berühmte Kühlproblem in Galaxienhaufen. Stattdessen scheinen die schwersten Schwarzen Löcher im Universum, welche sich genau in den Zentren dieser Galaxienhaufen befinden, das kühlende Gas zu heizen. Aber wie funktioniert dieser Mechanismus genau? Hier könnte wiederum die flüchtige kosmische Strahlung des Rätsels Lösung sein und den nötigen stabilen Heizmechanismus bereitstellen. Um den neuesten Stand der Wissenschaft bei der physikalischen Modellierung kosmologischer Galaxienhaufensimulationen zu verbessern, modellieren wir das Feedback aktiver galaktischer Kerne durch kosmische Strahlung und Magnetfelder und versuchen damit, das Kühlproblem in Galaxienhaufen zu lösen. Insbesondere untersuchen wir verschiedene physikalische Prozesse, welche die beobachtete Bimodalität in Galaxienhaufen verursachen könnten (d.h. zwei Populationen von Haufen mit und ohne kühlende Kerne).

Im Allgemeinen stellen Galaxienhaufen eine einmalige Gelegenheit dar, ein “Ökosystem” zu studieren - d.h. ein überschaubares Volumen, welches einen dichten Mikrokosmos des restlichen Universums bereitstellt. Galaxienhaufen sind Wegweiser früher Strukturentstehung und exzellente Laboratorien, um Kosmologie, Strukturentstehung, und hochenergetische astrophysikalische Prozesse zu studieren. Gegenwärtige interessante Fragestellungen drehen sich darum, ob Nichtgleichgewichtsprozesse wie die kosmische Strahlung, Magnetfelder, oder Turbulenz die Entstehung und Entwicklung von Galaxienhaufen verändern können. Oder, ob diese astrophysikalischen Prozesse den Gebrauch von Galaxienhaufen für die Abschätzung kosmologische Parameter infrage stellen würden, und unsere Suche nach dem Verständnis für die dynamische Entwicklung der Dunklen Energie gefährden können. Wie können Beobachtungen von Galaxienhaufen über das gesamte elektromagnetische Spektrum, vom Radiowellenlängenbereich bis hin zu Gammastrahlung, uns helfen, neue Einsichten in die zugrundeliegende Plasmaphysik, Hochenergie-Astrophysik, oder Astroteilchenphysik zu bekommen und im Speziellen, uns dabei ermöglichen, fundamentale Einsichten in die Natur der Dunklen Materie zu bekommen. Wir erhoffen uns, einige dieser wichtigen Fragen in den kommenden Jahren innerhalb unserer Gruppe zu lösen.

Hauptverantwortliche Forscher: Christoph Pfrommer (AIP), Kristian Ehlert (AIP), Rainer Weinberger (HITS), Volker Springel (HITS)

Gehe zum Seitenanfang

4. Kosmographie, das kosmische Galaxiennetzwerk und Zwerggalaxien im lokalen Universum

Das Geschwindigkeitsfeld der Galaxien in der Nähe der Lokalen Gruppe.

Das Geschwindigkeitsfeld der Galaxien in der Nähe der Lokalen Gruppe. Libeskind & Tully, (C) Scientific American.

In der Weite des Weltraums ist die Schwerkraft die einzige wichtige Kraft: Sie hält den Mond in der Umlaufbahn um die Erde, die Planeten in der Umlaufbahn um die Sonne, sie zwingt unsere Sonne auf ihre Bahn um das Zentrum der Milchstrasse und verbindet unsere gesamte Galaxie mit der lokale Gruppe, ein Ensemble aus einigen Dutzend Zwerggalaxien, die unser kosmisches Zuhause definieren. Die Schwerkraft bestimmt die Bewegung der lokalen Gruppe durch den intergalaktischen Raum, wenn sie von den großen benachbarten Galaxien, wie der Radiogalaxie Centaurus A oder der elliptische Riesengalaxie M87 angezogen wird. Die Verankerung unserer kosmischen Koordinaten endet aber nicht an den Rändern der lokalen Gruppe. Die lokale Gruppe selbst ist nur ein Zusammenschluss von wenigen Galaxien, die sich zusammen in Richtung des Virgo-Galaxienhaufens bewegen. Dieser Galaxienhaufen besteht aus etwa 2000 Galaxien, die sich um ein gemeinsames Zentrum bewegen. Bis vor kurzem wurde der Virgo-Haufen als eine natürliche Grenze von dem, was wir als "Heimat" definieren würden, betrachtet. Auf das sich darüber hinaus erstreckende, riesige Universum konnten wir (gravitativ) keinen Anspruch erheben. Neue Studien, die die Galaxienbewegungen (statt nur deren Positionen) ebenfalls in Betracht ziehen, kommen zum Schluss, dass der Virgo-Haufen wiederum nur ein relativ kleines Anhängsel an eine wesentlich größere Struktur ist, die vor kurzem Laniakea getauft wurde. Laniakea selbst ist wahrscheinlich mit dem Shapley Superhaufen verbunden.

Das lokale Universum wird hier als Ausschnitt der supergalaktischen Ebene gezeigt. Die Dichte- (Farbe) und Geschwindigkeitsfelder (Flußlinien) sind mit Hilfe des Wiener Filters erhaltene Rekonstruktionen der Radialgeschwindigkeiten der CosmicFlow-2 Himmelsdurchmusterung. Diese illustrieren die beobachteten Strukturen der lokale kosmische Nachbarschaft bemerkenswert gut.

Das lokale Universum wird hier als Ausschnitt der supergalaktischen Ebene gezeigt. Die Dichte- (Farbe) und Geschwindigkeitsfelder (Flußlinien) sind mit Hilfe des Wiener Filters erhaltene Rekonstruktionen der Radialgeschwindigkeiten der CosmicFlow-2 Himmelsdurchmusterung. Diese illustrieren die beobachteten Strukturen der lokale kosmische Nachbarschaft bemerkenswert gut (Libeskind et al 2015).

Die Vermessung des Universums ist eine schwierige Aufgabe, die Präzisionsinstrumente und fortgeschrittene Techniken erfordert. Wenn die Galaxien photographisch abgebildet und deren genaue Position erfasst wurden, muss man darüber hinaus ihre gegenseitige räumliche Beziehung bestimmen. In dieser Kollaboration bemühen wir uns, fortgeschrittene Methoden zu entwickeln, die beiden Herausforderungen gerecht werden. Auf der einen Seite werben wir Beobachtungszeit für Teleskope wie z.B. des Hubble-Weltraum Teleskops ein, um Bilder von leuchtschwachen Zwerg-Galaxien aufzunehmen. Auf der anderen Seite analysieren wir deren räumliche Verteilung und versuchen zu verstehen, wie das lokale Universum entstand - wie die Zwerg-Galaxien in der Lokalen Gruppe entstanden, und welchen Einfluss das “Cosmic Web” auf Gestalt unserer unmittelbaren kosmischen Umgebung hat. Dazu entwickeln wir Methoden, um das “Cosmic Web” zu charakterisieren und mit unseren kosmischen Koordinaten in Beziehung zu setzen.

Hauptverantwortliche Forscher: Noam Libeskind (AIP), Elmo Tempel (AIP), Stefan Gottloeber (AIP), Matthias Steinmetz (AIP) Jenny Sorce (AIP, Strassbourg), Yehuda Hoffman (Jerusalem), Brent Tully (Hawaii), Helene Courtois (Lyon), Daniel Pomarede (Saclay), Edoardo Carlesi (AIP)

Gehe zum Seitenanfang

5. Nahfeld Kosmologie mit Simulationen des lokalen Universums - CLUES

Kosmologische Simulationen stellen mittlerweile das Standardwerkzeug dar, um Theorien über das Strukturwachstum und die Galaxienbildung im nichtlinearen Regime zu überprüfen. Typischerweise werden statistische Tests durchgeführt. Dabei wird ein kosmologisches Modell mit einem Leistungsspektrum der Dichtefluktuationen ausgewählt, um eine (Gaußsche) zufällige Realisierung des primordialen Dichtefeldes zu rekonstruieren. Numerische Simulationen berechnen dann das Anwachsen dieser Störungen von hohen Rotverschiebungen bis zur heutigen Zeit.

Verteilung  der Dunklen Materie im lokalen Universum in zwei Simulationen, die bedeutende Strukturen um uns herum zeigen. Wir zeigen eine Simulation mit 160 Mpc/h Seitenlänge (großes Bild) und mit 64 Mpc/h Seitenlänge (kleines Bild).

Verteilung der Dunklen Materie im lokalen Universum in zwei Simulationen, die bedeutende Strukturen um uns herum zeigen. Wir zeigen eine Simulation mit 160 Mpc/h Seitenlänge (großes Bild) und mit 64 Mpc/h Seitenlänge (kleines Bild).

Obwohl diese Methode sehr erfolgreich ist, kann sie keine spezifische kosmologische Strukturen erzeugen, da sie rein statistischer Natur ist. Zum Beispiel hat die kosmische Vermessung des örtlichen Universums eine wohl-definierte "Landschaft" mit dem Virgo- und Coma-Haufen, dem großen Attraktor, der großen Mauer, der lokalen kosmischen Leere und dem Shapley-Superhaufen gefunden. Darüber hinaus gibt es zu den bereits beschriebenen kosmografische Merkmalen weitere dynamische Eigenschaften - den Dipol im kosmischen Mikrowellenhintergrund und unsere mittlere kosmische Pekuliargeschwindigkeit - die einer Erklärung bedürfen. Eine Lösung besteht darin, die Anfangsbedingungen in einer Weise einzuschränken, die die Simulation dazu zwingt, auf eine vorgegebene Eingabe (nämlich das heutige lokale Dichte- und Geschwindigkeitsfeld) zu konvergieren. Dies wird durch eine Methodik erreicht, die als "eingeschränkte Simulationen" bekannt ist. Neben anderen definiert die CLUES-Kollaboration den Stand der Wissenschaft in diesem Bereich und stellt sich das Ziel, solch eben beschriebene Anfangsbedingung für hydrodynamische Simulation der lokalen Gruppe zu erzeugen.

Um die Anfangsbedingungen für realistische Simulationen der lokalen Gruppe zu verbessern, ergänzen wir die Nebenbedingungen des Anfangswertproblems um Dichtemessungen aus Rotverschiebungsdurchmusterungen von Galaxien, zusätzlich zu radialen Pekuliargeschwindigkeiten der Cosmic Flows Himmeldurchmusterung. Es wird erwartet, dass dies die Massen von nahen Galaxienhaufen soweit erhöht, dass diese mit den beobachteten Daten übereinstimmen werden. Dies sollte zu einem verbesserten Verständnis der Entstehung der lokalen Gruppe und der Struktur unserer kosmischen Umgebung führen, dem “Heiliger Gral” der Nahfeld Kosmologie.

Hauptverantwortliche Forscher: Noam Libeskind (AIP), Stefan Gottloeber (AIP), Elmo Tempel (AIP), Arianna Di Cintio (AIP), Matthias Steinmetz (AIP), Gustavo Yepes (Madrid), Yehuda Hoffman (Jerusalem), Edoardo Carlesi (AIP), Sergey Pilipenko (Moscow), Brent Tully (Hawaii), Helene Courtois (Lyon), Jenny Sorce (AIP, Strasbourg), Chris Brook (Tenerife)

Gehe zum Seitenanfang

6. Hochaufgelöste gasdynamische Simulationen der unmittelbaren kosmischen Nachbarschaft - das HESTIA Projekt

Wir führen gerade hochaufgelöste magneto-hydrodynamische Simulationen der Milchstraße und der Andromeda Galaxie, welche in ihre lokale Umgebung eingebettet sind, im HESTIA Projekt durch (High-resolution Environmental Simulations of The Immediate Area). Das Projekt benützt das Auriga Galaxienentstehungsmodell des AREPO Codes, welches eine große Anzahl von physikalischen Prozessen “sub-grid” beschreibt, wie das Wachstum von schwarzen Löchern, Sternentstehung, und verschiedene Varianten von Feedback. Dem Projekt wurden 30 Millionen Stunden Rechenzeit auf der SUPERMUC-Rechner des Höchstleistungsrechenzentrum LRZ/Garching zugeteilt. Wir planen, verschieden geschachtelte Simulationsfolgen mit ansteigender räumlicher Auflösung durchzuführen, um den Effekt unserer lokalen kosmologischen Umgebung auf die Entstehung der lokalen Gruppe zu verstehen. Dazu beginnen wir mit etwa 500 grob-aufgelösten Simulationen, woraus wir die geeignetsten auswählen, um diese mit immer höherer Auflösung simulieren. Schließlich werden wir daraus wieder die fünf besten Objekte mit der höchsten Auflösung (MZelle ∼ 105 M) simulieren.

The gas distribution in the Hestia simulations of the Local Group.

Gasverteilung in einer Simulations der Lokalen Gruppe. Das HESTIA Simulationsprojekt wird dieselbe Umgebung simulieren, jedoch mit verbesserter Physik und höherer Auflösung.

Mit diesem Projekt verfolgen wir eine Vielzahl von wissenschaftlichen Zielen, insbesondere galaktische (Chemo-)Dynamik, Eigenschaften der Zwergsatelliten-Galaxien der lokalen Gruppe, bis hin zur Entstehung des galaktischen Magnetfeldes und welche Auswirkungen dieses auf die Ausbreitung von ultrahochenergetischer kosmischer Strahlung hat. Ein Vergleich mit den 30 simulierten Auriga Galaxien, welche nach einem strengen Isolationskriterium ausgewählt wurden, wird es uns ermöglichen, den Effekt der Andromeda Galaxie und der Umgebung der lokalen Gruppe auf die Entstehung der Milchstrasse und ihrer Satellitensysteme zu quantifizieren. Wir erwarten, dass dieses Projekt eine exzellente Datenbasis für detaillierte Vergleiche mit gegenwärtigen großen Himmelsdurchmusterungen (Gaia, RAVE, APOGEE, 4MOST, …) bereitstellen wird.

Hauptverantwortliche Forscher (in alphabetischer Reihenfolge): Christina Chiapinni (AIP), Arianna Di Cintio (AIP), Edoardo Carlesi (AIP), Facundo Gomez (MPA), Stefan Gottloeber (AIP), Rob Grand (HITS), Yehuda Hoffman (Jerusalem), Alexander Knebe (UAM), Noam Libeskind (PI, AIP), Federico Marinacci (MIT) , Ivan Minchev (AIP), Ruediger Pakmor (HITS), Christoph Pfrommer (AIP), Martin Sparre (AIP), Volker Springel (HITS), Matthias Steinmetz (AIP), Elmo Tempel (AIP), Mark Vogelsberger (MIT), Gustavo Yepes (UAM)

Gehe zum Seitenanfang

7. Das interstellare Medium und die Physik galaktischer Winde

Der Raum zwischen den Sternen is nicht leer, sondern mit einem dünnen Medium gefüllt, aus dem sich neue Sterne bilden und in welches explodierende Sterne ihre Endprodukte, wie schwere Metalle, wieder zurückgeben, wenn sie am Ende ihrer Lebenszeit angekommen sind. Dieses sogenannte interstellare Medium besteht aus verschiedenen Phasen, welche sich von kalten und dichten Molekülwolken bis hin zu einer heißen Phase, die von mächtigen Stoßwellen explodierende Supernovae erzeugt wird, erstrecken. Das Studium des komplexen Zusammenspiels der verschiedenen Phasen ist nicht nur wichtig, um den Lebenszyklus der Elements zu verstehen, sondern hilft insbesondere auch dabei, die Galaxienenstehung besser zu verstehen, da die Feedback Prozesse Energie und Impuls in das interstellare Medium deponieren. Diese Prozesse werden ihr Potenzial nur unzureichend entfalten, wenn die verschiedenen Phasen nicht realitätsnah modelliert werden.

Ein 1000 Grad Kelvin kaltes Tröpfchen (dunkle Farbtöne) bewegt   sich in einem dünnen Wind, der eine Million Grad Kelvin heiß ist (weiß). Der   heiße Wind verformt das kalte Tröpfchen, was zu der unregelmäßigen Gestalt im   Bild führt (Sparre in prep.)

Ein 1000 Grad Kelvin kaltes Tröpfchen (dunkle Farbtöne) bewegt sich in einem dünnen Wind, der eine Million Grad Kelvin heiß ist (weiß). Der heiße Wind verformt das kalte Tröpfchen, was zu der unregelmäßigen Gestalt im Bild führt (Sparre in prep.)

Deshalb simulieren wir die chemische und dynamische Entwicklung des multiphasen interstellaren Mediums auf Skalen zwischen 1 pc und einigen kpc. Diese Arepo und Flash Simulationen (innerhalb der SILCC Kollaboration) benützen geschichtete Boxen mit Eigenschaften, welche denen des Sonnenorbits in der Milchstrasse entsprechen. Die Rechnungen beinhalten Magneto-Hydrodynamik und die Physik der kosmischen Strahlung, Gravitation, und ein multifluid-chemisches Netzwerk mit Selbstabschirmung der Strahlung. Wir versuchen zu verstehen, wie Supernova-getriebene supersonische Turbulenz, der Druck der kosmischen Strahlung und Strahlungstransport der ultravioletten Strahlung, das Magnetfeld verstärken und das interstellare Medium selbstregulieren können. Darüber hinaus wollen wir erforschen, welche Eigenschaften und Prozesse für die mächtigen galaktischen Winde verantwortlich sind. Um diese Modelle weiter zu verbessern und differentielle Rotation und die Beschleunigung der Ausflüsse aufgrund einer geometrischen Expansion zu ermöglichen, planen wir, die Dynamik des interstellaren Mediums in einer globalen (Zwerg-)Galaxienscheibe zu simulieren.

Diese Simulationen werden durch idealisierte, super-hochaufgelöste Windtunnel-Simulationen mit Arepo komplementiert. Diese simulieren die Physik von ausfallendem, kühlendem Gas in einen kalten Nebel, der in einer heißen, unter Druck stehenden Atmosphäre eingebettet ist. Dazu müssen wir Tröpfchen aus kaltem Gas auf sub-parsec Skalen numerisch auflösen. Wir planen, eine verfeinerte Auflösungsmethode zu entwickeln, welche es uns erlauben wird, die Physik des ausfallenden Gases in einem kleinen Volumenteil innerhalb einer globalen Galaxiensimulation zu verfolgen, daraus simulierte Spektren zu extrahieren, und diese mit Beobachtungen zu vergleichen. Dieses Projekt hat das Potential, die Lyman-alpha Halos (beobachtet vom MUSE Instrument), Hochgeschwindigkeitswolken in unserer Milchstrasse, und die Beschleunigung und das Mitführen eine kalten Phase in galaktischen Ausflüsse zu verstehen und zu erklären.

Hauptverantwortliche Forscher: Philipp Girichidis, Martin Sparre, Christoph Pfrommer (alle AIP), Mark Vogelsberger (MIT)

Gehe zum Seitenanfang

 

8. Transport kosmischer Strahlung und Wärme in Galaxien und Galaxienhaufen

Um unser Verständnis des makroskopischen Transports der kosmischen Strahlung zu verbessern, simulieren wir die Mikrophysik des Strömens kosmischer Strahlung mit kinetischen Plasmacodes. Wir entwickeln eine effektive hydrodynamische Beschreibung des Strömens der kosmischen Strahlung und vergleichen den relativen Einfluss verschiedener Transportbeschreibungen kosmischer Strahlung (Strömung und Diffusion). Diese Resultate werden wir mit lokalen Simulationen des Transports kosmischer Strahlung in einem multiphasen Mediums mittels Beobachtungsdaten validieren. Wir planen ebenfalls, Braginski Magneto-Hydrodynamik in den Arepo Code zu implementieren, und damit Simulationen des Intrahaufenmediums durchzuführen. Diese werden uns erlauben nachzuprüfen, ob Spiegelinstabilitäten, welche durch anisotrope Druckverteilungen im kollisionsfreien Intrahaufenmedium verursacht werden, die Transportkoeffizienten von Wärme und der Energiedichte der kosmischen Strahlung entlang von Magnetfeldern herabsetzen, wie aktuelle Arbeiten vorschlagen.

Hauptverantwortliche Forscher: Thomas Berlok, Christoph Pfrommer (alle AIP)

Gehe zum Seitenanfang

 

9. Physik und Kosmologie des Blazar-Heizens

Künstlerische Darstellung eines super-massereichen Schwarzen   Loches, das einen relativistischen Jet losschickt, der eine enorme Leistung   trägt und diese über kosmologische Entfernungen transportiert. Blazare sind   diejenigen System, in denen der Jet auf uns zeigt; \copyright   ESA/NASA/AVO-project/Padovani.

Künstlerische Darstellung eines super-massereichen Schwarzen Loches, das einen relativistischen Jet aussendet, der die darin beschleunigten Teilchen über kosmologische Entfernungen transportieren kann. Blazare sind diejenigen System, in denen der Jet auf uns zeigt; (C) ESA/NASA/AVO-project/Padovani.

Eine der letzten aufregenden Terra incognitae in der beobachtenden Hochenergie-Astrophysik ist der Himmel im TeV-Gammastrahlungsbereich. Zu unserer Überraschung haben wir in den letzten Jahren gelernt, dass der extragalaktische Gammastrahlungshimmel von sogenannten “Blazaren” dominiert wird. Diese sind eine Untergruppe von super-massereichen Schwarzen Löchern, die im Zentrum einer jeden Galaxie zu finden sind und welche gewaltige relativistische Jets und elektromagnetische Strahlung über kosmologische Entfernungen transportieren. Das Universum ist für TeV-Gammastrahlung undurchlässig, da diese mit Photonen des extragalaktischen Hintergrundlichtes, welches von allen Sternen in Galaxien erzeugt wird, annihilieren und Elektron-Positron Paare erzeugen. Es wurde bisher angenommen, dass diese ultra-relativistischen Paare ihre Energie hauptsächlich durch invers-Compton-Streuprozesse an Photonen des kosmischen Mikrowellenhintergrundes verlieren, was die ursprüngliche TeV-Strahlung um einen Faktor vom etwa 1000 zu GeV-Energien kaskadiert.

In diesem Szenario gibt es jedoch zwei ernsthafte Probleme: die erwartete kaskadierte GeV-Strahlung kann in den individuellen Blazar-Spektren nicht nachgewiesen werden und die Strahlung aller umaufgelösten Blazare würde den beobachteten GeV-Gammastrahlungshintergrund bei weitem übertreffen, wenn diese Objekte eine ähnliche kosmologische Entwicklung hätten, wie die zugrundeliegenden Populationen von super-massereichen Schwarzen Löchern oder Galaxien. Als eine mögliche Lösung des ersten Problems wurden vergleichsweise große intergalaktische Magnetfelder ins Spiel gebracht, die die Paare auf dem Weg zu uns so ablenken würden, dass uns die abgestrahlte invers-Compton-Strahlung nicht mehr erreichen würde. Es wäre jedoch eine große Herausforderung, diese Magnetfelder astrophysikalisch zu erklären, insbesondere in den riesigen kosmischen Leerräumen zwischen den Filamenten.

Kinetische simulation eines gegenströmenden Plasmas, die die   nichtlineare Sättigung der Zweistrohm-Instabilität voll auflöst (Shalaby et   al. 2017).

Kinetische Simulation eines gegenströmenden Plasmas, in welcher die nichtlineare Sättigung der Zweistrohm-Instabilität voll aufgelöst wird (Shalaby et al. 2017).

Wir entdeckten vor kurzem eine elegante Lösung für beide Probleme und argumentieren, dass es einen effizienteren Mechanismus gibt, der mit dem Kaskadenprozess konkurriert. Mächtige Plasmainstabilitäten, die von der anisotropen Geschwindigkeitsverteilung der ultra-relativistischen Paare angeregt werden, stellen einen plausiblen Weg dar, die kinetische Energie der TeV Paare lokal zu dissipieren und dadurch das intergalaktische Medium zu heizen. Dies löst die beiden oben aufgezeigten Mysterien auf eine natürliche Art in einem vereinheitlichten Modell der Blazare und ihrer zugrundeliegende Population von Schwarzen Löchern ohne überhaupt intergalaktische Magnetfelder einführen zu müssen. Unser neues Modell stimmt sowohl mit der vom Fermi Gammastrahlungs-Teleskop beobachteten Entwicklung dieser Objekte, als auch mit dem extragalaktischen Gammastrahlungshintergrund bei GeV-Energien extrem gut überein.

Dieses Szenario stellt einen völlig neuen Heizmechanismus des intergalaktischen Gases dar, der eine Reihe von wichtigen Implikationen für die kosmologische Strukturentstehung hat: (1) Zu späteren Zeiten deponiert der “Blazar-Heizprozess” immer mehr Energie pro Baryon in die kosmischen Leerräume. Diese einzigartige Eigenschaft in Kombination mit den erhöhten Temperaturen scheint wichtig zu sein, um mehrere Unzulänglichkeiten früherer numerischer Simulationen des Lyman-alpha Waldes zu beseitigen. (2) Die zusätzliche Wärme erhöht den Druck im intergalaktischen Gas zu späten Zeiten, so dass dieser sich dem gravitativen Kollaps der sich spät formenden Zwerggalaxien widersetzen kann und deren Wachstum unterdrückt. Dies könnte einen kleinen Beitrag dazu liefern, das Problem der fehlenden Zwerggalaxien in der Milchstrasse zu erklären, die in den Simulationen mit kalter Dunkler Materie viel häufiger entstehen im Vergleich zu den Beobachtungen. Dieser Mechanismus kann weiterhin helfen, die beobachteten Phasen früher Sternentstehung in allen nahen Zwerggalaxien mit Galaxienmodellen in Einklang bringen. Gleichzeitig könnte es das “Phänomen der kosmischen Leerräume” durch die Unterdrückung der Entstehung von Zwerggalaxien in existierenden Dunkle-Materie-Halos in diesen Leerräumen erklären und die simulierte Anzahldichte von Zwerggalaxien in unterdichten Regionen mit dem seltenen Antreffen dieser Objekte in den Beobachtungen vereinbaren.

Hauptverantwortliche Forscher: Christoph Pfrommer (AIP), Avery Broderick (Perimeter/U of Waterloo), Phil Chang (UW Milwaukee), Astrid Lamberts (Caltech), Ewald Puchwein (Cambridge), Mohamad Shalaby (Perimeter/U of Waterloo)

Gehe zum Seitenanfang

 

10. Verknüpfung von Teilchenphysik und Kosmologie durch eine effektive Theorie der Strukturentstehung - ETHOS

Die Dunkle Materie ist ein radikales Konzept, das neue Physik jenseits des Standardmodells der Teilchenphysik einführt. Im Einklang mit Wilhelm-von-Ockhams Sparsamkeitsprinzip, favorisiert das Standardmodell der Kosmologie das Szenario aus ”kalter Dunkler Materie”, das ein neues Elementarteilchen postuliert, welches mit baryonischer Materie nur durch Gravitation wechselwirkt, und keine weitere fundamentale Wechselwirkung benötigt. Auf großen kosmologischen Skalen kann dieses Modell sehr erfolgreich eine Vielzahl von kosmologischen Beobachtungen und Tests erklären. Auf kleineren Skalen gibt es jedoch eine Anzahl von rätselhaften Resultaten, bei denen wir nicht mit Sicherheit sagen können, ob diese mit diesem Modell erklärt werden können. Der Grund dafür ist, dass das kosmologische Standardmodell auf diesen Skalen aufgrund der sehr komplexen gasdynamischen Prozesse, die für das sichtbare Erscheinungsbild von Galaxien verantwortlich sind, keine präzise Vorhersagekraft hat. Wie können wir dieses Paradigma der kalten Dunklen Materie robust testen? Während das Standardmodell der Teilchenphysik drei fundamentale Wechselwirkungen (zusätzlich zur Schwerkraft) benötigt, ist es dann natürlich anzunehmen, dass es keine neue fundamentale Wechselwirkung im Dunklen Sektor gibt? Falls es eine gäbe, welches Experiment könnten wir konzipieren, das eine solche hypothetische neue Wechselwirkung im Dunklen Sektor überprüfen und einschränken kann?

Wechselwirkungen, die die Dunkle-Materie Reliktdichte   bestimmen und zu beobachtbarer Neutrinoemission heute führen könnten (links),   die das innere Dichte in Zwerggalaxien verändern können (Mitte), und die einen   großen Abfall im Leistungsspektrum primordialer Dichtefluktuationen verusachen   können (rechts, van den Aarssen et al. 2012).

Wechselwirkungen, die die Dunkle-Materie Reliktdichte bestimmen und zu beobachtbarer Neutrinoemission heute führen könnten (links), die das innere Dichte in Zwerggalaxien verändern können (Mitte), und die einen großen Abfall im Leistungsspektrum primordialer Dichtefluktuationen verusachen können (rechts, van den Aarssen et al. 2012).

Um diese Fragestellungen zu beantworten, entwickeln wir eine effektive Theorie der Strukturentstehung (ETHOS), die es uns ermöglicht, kosmologische Strukturentstehung in fast jedem mikrophysikalischen Modell der Physik der Dunklen Materie zu simulieren. Dieses Grundgerüst bildet detaillierte mikrophysikalische Theorien über Wechselwirkungen der Dunklen Materie auf geeignete physikalische Parameter ab, die das lineare Leistungsspektrum und den Selbst-Wechselwirkungsquerschnitt nicht-relativistischer Dunkler Materie effektiv beschreiben. Diese bilden dann den Startpunkt für Simulationen der Strukturentstehung, die die kosmologische Entwicklung und die Verteilung der galaktischen Dunklen Materie berechnen. Modelle mit ähnlichen effektiven Parametern in ETHOS, aber vollständig verschiedener Dunkler Teilchenphysik würden nichtsdestotrotz in einer identischen Dunkle-Materie-Verteilung resultieren. Zusammengenommen erlauben diese effektiven ETHOS-Parameter eine Klassifikation von Theorien über Dunkler Materie anhand ihrer Eigenschaften auf die Strukturentstehung, anstelle ihrer intrinsischen teilchenphysikalischen Eigenschaften. Dies ebnet uns den Weg mit zukünftigen Simulationen möglichst effizient die mit Beobachtungsdaten verträglichen Dunklen-Materie-Modelle zu überprüfen, insbesondere für die Galaxienentwicklung (für leuchtschwache und helle Galaxien), die Epoche der Reionisation, und dem Lyman-alpha Wald.

Hauptverantwortliche Forscher: Francis-Yan Cyr-Racine (Harvard), Jesus Zavala (Reykjavik), Mark Vogelsberger (MIT), Christoph Pfrommer (AIP), Torsten Bringmann (UIO), Kris Sigurdson (UBC), Sownak Bose (Harvard)

Gehe zum Seitenanfang

11. Datenbank kosmologischen Simulationen - CosmoSim

Als Dienstleitung für die astrophysikalische wissenschaftliche Öffentlichkeit stellen wir unsere kosmologischen Simulationen, die innerhalb verschiedener Projekte gemacht wurden, zur Verfügung. Im Moment sind dort Simulationen vom MultiDark, dem Bolshoi, und dem CLUES Projekts vorhanden. Zukünftig planen wir, auch HESTIA und CRAGSMAN Simulationen in die Datenbank aufzunehmen.

Die Datenbank kann verschiedene Suchabfragen prozessieren, sei es in SQL oder mit einem “scripted access”. Gegenwärtige Forschungsthemen sind: Statistische Analyse der großskaligen Struktur, Baryonische Oszillationen und Kosmologische Modelle.

Hauptverantwortliche Forscher (Alphabetisch): Andrew Benson (Carnegie), Sofia A. Cora, Darren Croton (Swinburne), Harry Enke (AIP), Anastasia Galkin (AIP), Stefan Gottloeber (AIP), Noam Libeskind (AIP), Anatoly Klypin (NMSU), Alexander Knebe (UAM), Kristin Riebe (AIP), Matthias Steinmetz (AIP), Gustavo Yepes (UAM).

Gehe zum Seitenanfang

« Juli 2018 »
Juli
MoDiMiDoFrSaSo
1
234 5 678
91011 12 131415
16 1718 19 202122
23242526272829
3031