Forschungsthemen

Im Folgenden erklären wir die einzelnen Forschungsprojekte, die wir in unserer Abteilung verfolgen: nach einer kurzen allgemeinen Einführung in primordiale Strukturentstehung stellen wir die ersten drei Projekte vor, welche entlang des kosmischen Zeitstrahls geordnet sind. Die folgenden fünf Projekte beschreiben hauptsächlich physikalisch-orientierte Untersuchungen, von denen wir überzeugt sind, dass sie einen wichtigen Beitrag zur kosmologischen Strukturentstehung liefern werden. Zum Schluss bescheiben wir unsere CosmoSim Datenbank.

Allgemeine Einführung in die Entstehung der ersten kosmologischen Strukturen

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 führte. 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 anfänglichen Schwankungen in der Dichte der freigesetzten Photonen in Kombination mit Effekten durch die Gravitationsrotverschiebung und Doppler-Verschiebung werden als Schwankungen im kosmischen Mikrowellenhintergrund mit einer charakteristischen Amplitude von einem Teil in 100.000 aufgeprägt.

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, entsprechend der kleinen charakteristischen Virialtemperaturen dieser 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.

Projektübersicht

1. Erste Sterne, Galaxien und AGN, und die Reionisierung des Universums
2. Einfluss kosmischer Strahlung auf die Galaxienentstehung
3. Entstehung und Entwicklung von Galaxienhaufen
4. Das interstellare Medium und die Physik galaktischer Ausflüsse
5. Astroplasmaphysik: Transport kosmischer Strahlung und Wärme in Galaxien und Galaxienhaufen
6. Physik und Kosmologie des Blazar-Heizens
7. Tests des Lambda-Kalte Dunkle Materie Modells
8. Verknüpfung von Teilchenphysik und Kosmologie durch eine effektive Theorie der Strukturentstehung - ETHOS
9. Datenbank kosmologischer Simulationen - CosmoSim

1. Erste Sterne, Galaxien und AGN, und die Reionisierung des Universums

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Temperaturverteilung des intergalaktischen Gases während der kosmischen Reionisierung.

Bild: AIP/E. Puchwein

Die Bildung der ersten Sterne, Galaxien und aktiven Galaxienkerne (AGN) beeinflusste das sie umgebende intergalaktische Gas erheblich. Die energiereiche Strahlung erster junger massereicher Sterne streute resonant am umgebenden intergalaktischen Gas und koppelte die Spin-Temperatur des neutralen Wasserstoffs, welche die Besetzung seiner Hyperfeinstrukturzustände beschreibt, an seine kinetische Temperatur. Dies machte intergalaktisches Gas und die kosmischen Strukturen denen es folgt gegenüber dem CMB sichtbar, zuerst in Absorption und später in Emission der 21-cm-Hyperfeinstrukturlinie des neutralem Wasserstoffs. Beobachtungen mit den größten aktuellen und zukünftigen Radioobservatorien, wie HERA und SKA, zielen darauf ab dieses Signal zu messen um die Sternentstehung und das Wachstum der kosmischen Struktur in dieser frühen Epoche im Detail zu untersuchen. In unserer Sektion führen wir kosmologische hydrodynamische und Strahlungstransfersimulationen durch um diese Prozesse im Detail zu untersuchen und eine solide theoretische Grundlage für aktuelle und kommende Beobachtungsprogramme zu liefern.

Energiereiche Photonen die von ersten Galaxienpopulationen emittiert werden ionisieren das umgebende Gas. Ionisationsfronten fegen durch das gesamte intergalaktische Medium und wandeln es von einem neutralen Gas in ein hochionisiertes Plasma um. Diesen Vorgang nennt man kosmische Reionisierung. Gleichzeitig erhöht die mit der absorbierten Strahlung aufgenommene Energie die Temperatur des intergalaktische Mediums um mehrere Größenordnungen. Dieses Aufheizen kann Gas aus massenarmen Objekten verdampfen und/oder weitere Akkretion von Gas auf diese verhindern. Dadurch wird die Bildung von Galaxien in kleinen Halos unterdrückt. Um herauszufinden, wann und wie dieser Reionisierungsprozess ablief und welche Eigenschaften die verantwortlichen ionisierenden Galaxien- und Quasarpopulationen hatten, vergleichen wir unsere Simulationen mit Lyman-Alpha-Absorptionsstudien des intergalaktischen Mediums. Dies beinhaltet Vergleiche unserer Simulationen mit der Lyman-Alpha-Absorption in den Spektren ferner Quasare sowie mit der Häufigkeit und Sichtbarkeit entfernter Lyman-Alpha-emittierender Galaxien. Daraus abgeleitete Messungen des Zeitverlaufs der kosmischen Reionisierung bieten neue Einblicke in die Populationen der Galaxien bei hoher Rotverschiebung. Gleichzeitig können durch eine genauere Bestimmung des Zeitpunkts der Reionisierung Unsicherheiten in Messungen anderer kosmologischer Parameter reduziert werden. Darüber hinaus untersuchen wir wie die durch die kosmische Reionisierung verursachte Erwärmung des intergalaktischen Gases die Bildung von Galaxien beeinflusst.

Hauptverantwortliche Forscher: Ewald Puchwein, Laura Keating, Fabian Emmerich (alle AIP)

2. Einfluss kosmischer Strahlung auf die Galaxienentstehung

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Cragsman Logo: Ein zusammengesetztes Bild, das einen Felskletterer (”cragsman”) zeigt, der sich der Herausforderung stellt, unsere Nachbargalaxie zu erklimmen

Bild: NASA/JPL-Caltech/Pfrommer

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.

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?

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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.

Bild: Pfrommer & Dursi 2010

Dies ist eine der zentralen Fragen, welche wir mit der Forschung in unserer Abteilung 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 (und die drei folgenden) werden vom europäischen Forschungsrat (European Research Council oder kurz ERC) innerhalb des Grundlagen-Programms für Wissenschaft und Innovation der europäischen Gemeinschaft, Horizon 2020 gefördert. Zunächst wurde die Förderung durch den ERC Consolidator Grant “CRAGSMAN: The Impact of Cosmic Rays on Galaxy and Cluster Formation” (2016-2021 ) sichergestellt. Der erfolgreiche neue Forschungszweig wird nun mit dem ERC Advanced Grant "PICOGAL: Mind the Gap: from Plasma Kinetics to Cosmological Galaxy Formation" (2022-2027) weitergeführt.

Hauptverantwortliche Forscher: Christoph Pfrommer (PI), Maria Werhahn, Timon Thomas, Joseph Whittingham, Tobias Buck, Martin Sparre (all AIP), Philipp Girichidis (Heidelberg), Christine Simpson (Chicago), Rüdiger Pakmor and Volker Springel (MPA)

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!

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

Bild: 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 Abteilung zu lösen.

Hauptverantwortliche Forscher: Christoph Pfrommer, Thomas Berlok, Kristian Ehlert, Ewald Puchwein (alle AIP), Rainer Weinberger (Harvard), Rüdiger Pakmor und Volker Springel (MPA)

4. Das interstellare Medium und die Physik galaktischer Winde

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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.

Bild: Sparre in Vorbereitung

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.

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Eine Visualisierung einer Simulation einer Jellyfish-Galaxie, die mit dem heißen magnetisierten Gas in einem Galaxienhaufen wechselwirkt. Aufgrund der schnellen Bewegung der Galaxie legt sich das Magnetfeld (mit den 3 Komponenten auf der linken Seite) über die Galaxie (Dichteverteilung auf der rechten Seite) und im Sog der Galaxie werden die Magnetfeldlinien am Schweif der Galaxie ausgerichtet (wie man im mittleren Magnetfeldbild sieht). Dichtes Gas kann überleben, wenn es stromabwärts transportiert wird, da sich das heiße Gas im Wind aufgrund der Wechselwirkung auch abkühlt.

Credit: AIP/M. Sparre

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 (Heidelberg), Martin Sparre, Laura Keating, Tobias Buck, Christoph Pfrommer, Ewald Puchwein (alle AIP)

5. Astroplasmaphysik: Transport kosmischer Strahlung und Wärme in Galaxien und Galaxienhaufen

Jet viscous heating

Viskose Heizrate im Nachlauf eines AGN-Jets, die aus anisotroper Viskosität in der Magneto-Hydrodynamik resultiert.

Bild: AIP/T. Berlok

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 Simulationen des Transports kosmischer Strahlung in einem multiphasen Mediums mittels Beobachtungsdaten validieren.

Wir planen Galaxienhaufen-Simulationen mit unserer neuen Implementation von Braginski Magneto-Hydrodynamik im Arepo Code 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. Darüberhinaus untersuchen wir, ob Whistlerwellen den Elektronentransport in Galaxienhaufen nachhaltig modifizieren und somit die Wärmeleitung in den dünnen und heißen Plasmen von Galaxienhaufen unterdrücken können. Das hätte weitreichende Folgen für thermische Instabilitäten, der Ausbreitung von Schallwellen und magnetische Auftriebsinstabilitäten.

Hauptverantwortliche Forscher: Mohamad Shalaby, Thomas Berlok, Rouven Lemmerz, Timon Thomas, Christoph Pfrommer (alle AIP), Jim Drake (U of Maryland), Chris Reynolds (U of Cambridge)

6. Physik und Kosmologie des Blazar-Heizens

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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 Systeme, in denen der Jet auf uns zeigt.

Bild: 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.

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Kinetische Simulation eines gegenströmenden Plasmas, in welcher die nichtlineare Sättigung der Zweistrohm-Instabilität voll aufgelöst wird.

Bild: 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: Mohamad Shalaby, Christoph Pfrommer, Ewald Puchwein (AIP), Avery Broderick (Perimeter/U of Waterloo), Phil Chang (UW Milwaukee), Astrid Lamberts (Nice).

7. Tests des Lambda-Kalte Dunkle Materie Modells

Das einfachste kosmologische Modell, das (weitgehend) mit Beobachtungen in Einklang zu stehen scheint, ist das Lambda-Kalte Dunkle Materie Modell (LCDM). In diesem Modell ist das Universum zusätzlich zu gewöhnlicher Materie mit Dunkle-Materie-Teilchen gefüllt, die eine vernachlässigbare anfängliche Geschwindigkeitsdispersion aufweisen. Die Schwerkraft wird durch Einsteins Feldgleichungen beschrieben, wobei jedoch eine kosmologische Konstante berücksichtigt wird. Diese erlaubt die Beschreibung der beobachteten beschleunigten Expansion des Universums.

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Skalarfeld (Konturlinien) in einer Spiralgalaxie in einem Modell mit f(R)-Gravitation.

Bild: Naik et al. 2018

In unserer Sektion testen wir verschiedene mögliche Erweiterungen dieses grundlegenden kosmologischen Modells. Diese könnten sich potentiell als erforderlich erweisen um aktuelle und zukünftige Beobachtungsdaten zu verstehen. Dies beinhaltet Studien zum freien Strömen von Dunkle-Materie-Teilchen. Eine größere anfängliche Geschwindigkeitsdispersion dieser Teilchen würde die Bildung kleiner Strukturen unterdrücken und dadurch das kosmische Strukturwachstum verändern. Dies hätte wiederum einen Einfluss auf die Dichteverteilung des intergalaktischen Gases, welche durch Beobachtung seiner Absorptionseigenschaften untersucht werden kann. Wir vergleichen dazu Simulationen des intergalaktischen Mediums mit Beobachtungen des Waldes von Lyman-Alpha-Absorptionslinien welcher intergalaktischer neutraler Wasserstoff in den Spektren ferner Quasare hinterlässt. Wir führen solche Vergleiche für eine Reihe von Simulationen aus die unterschiedliche Dunkler-Materie-Modelle annehmen, z. B. kalte oder warme Dunkle Materie. Dies ermöglicht es uns, die anfängliche Geschwindigkeitsdispersion der Dunklen Materie zu messen, welche für ein gegebenes Teilchenmodell der Dunklen Materie eng mit der Masse des Dunkle-Materie-Teilchens zusammenhängt.

Wir untersuchen auch mögliche Abweichungen der Gravitationsgesetze von der allgemeinen Relativitätstheorie. Derzeit basieren die genauesten Untersuchungen der Gravitationsgesetze auf Beobachtungen innerhalb unseres Sonnensystems, während die Schwerkraft auf den Skalen von Galaxien und darüber hinaus mit viel geringerer Genauigkeit getestet wurde. Wir führen kosmologische Simulationen von modifizierten Gravitationsmodellen durch, z. B. der f(R)-Gravitation, um zu untersuchen welche Beobachtungssignaturen verwendet werden können um mögliche Abweichungen von der allgemeinen Relativitätstheorie am empfindlichsten zu messen. Wir vergleichen unsere Simulationen dann mit geeigneten Beobachtungsdaten um entweder obere Grenzwerte für solche Abweichungen zu bestimmen oder diese gegebenenfalls zu detektieren.

Hauptverantwortliche Forscher: Ewald Puchwein (AIP), Noam Libeskind (AIP), Aneesh Naik (IoA Cambridge)

8. 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?

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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).

Bild: 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)

9. Datenbank kosmologischer 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 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).

Letzte Aktualisierung: 12. Juni 2021