5. Das Universum auf großer Skala
5. Das Universum auf großer Skala
5. Das Universum auf großer Skala
Erfolgreiche ePaper selbst erstellen
Machen Sie aus Ihren PDF Publikationen ein blätterbares Flipbook mit unserer einzigartigen Google optimierten e-Paper Software.
<strong>5.</strong> <strong>Das</strong> <strong>Universum</strong> <strong>auf</strong> <strong>großer</strong> <strong>Skala</strong><br />
<strong>5.</strong>1 Galaxiengruppen, Galaxienh<strong>auf</strong>en<br />
<strong>5.</strong>2 Kosmische Entfernungsskala<br />
<strong>5.</strong>3 Großräumige Verteilung der Galaxien
<strong>5.</strong>2.11 Abweichung von Hubble-Relation bei großem z<br />
Was ist in der Konsequenz des Hubble-Effekts zu erwarten<br />
1. Expansion zeitlich zurück extrapolieren<br />
Es gibt einen Beginn der Expansion (t = 0, „Urknall“, „Big Bang“)<br />
2. Expansion wird (nach Urknall) durch die gegenseitige gravitative<br />
Anziehung der Galaxien gebremst.<br />
3. Stärke der Abbremsung hängt von Materiedichte ab.
<strong>5.</strong>2.11 Abweichung von Hubble-Relation bei großem z<br />
Erwartung<br />
Big Crunch<br />
Rekollabierendes<br />
<strong>Universum</strong><br />
Ewig expandierendes<br />
<strong>Universum</strong><br />
Vergangenheit<br />
Zukunft<br />
Big Bang<br />
Gravitative<br />
Abbremsung<br />
überwiegt<br />
Expansion<br />
Ω = ρ/ρ<br />
crit<br />
>1<br />
Gravitative<br />
Abbremsung<br />
überwiegt<br />
Expansion nicht<br />
Ω = ρ/ρ
<strong>5.</strong>2.11 Abweichung von Hubble-Relation bei großem z<br />
Erwartung<br />
Rekollabierendes<br />
<strong>Universum</strong><br />
Kritisches<br />
<strong>Universum</strong><br />
Ewig<br />
expandierendes<br />
<strong>Universum</strong><br />
Leeres<br />
<strong>Universum</strong><br />
Zukunft<br />
Vergangenheit<br />
Gravitative<br />
Abbremsung<br />
überwiegt<br />
Expansion<br />
Ω = ρ/ρ >1<br />
crit<br />
Grenzfall:<br />
Grav. Abbremsung<br />
gleicht Expansion<br />
gerade aus<br />
Ω = ρ/ρ crit=1<br />
Gravitative<br />
Abbremsung<br />
überwiegt<br />
Expansion nicht<br />
Ω = ρ/ρ crit
<strong>5.</strong>2.11 Abweichung von Hubble-Relation bei großem z<br />
Empirisches Vorgehen:<br />
Bei großen Rückblickzeiten ( großen z) sollten Abweichungen<br />
von der linearen Hubble-Beziehung zu erwarten sein, die<br />
Rückschlüsse <strong>auf</strong> die Abbremsung ( Materiedichte) zulassen.<br />
„Hubble-Diagramm“ (= Zusammenhang von Entfernung r<br />
und Rotverschiebung z) für „kosmologische“ SN Ia untersuchen!
<strong>5.</strong>2.11 Abweichung von Hubble-Relation bei großem z<br />
Skalenfaktor R (t)<br />
= Mittlere Entfernung zwischen Galaxien<br />
(basierend <strong>auf</strong> Rotverschiebung z)<br />
Rekollabierendes<br />
<strong>Universum</strong><br />
1<br />
0<br />
Erwartung<br />
Kritisches<br />
<strong>Universum</strong><br />
Vergangenheit<br />
Ewig expandierendes<br />
<strong>Universum</strong><br />
Gegenwart<br />
Leeres<br />
<strong>Universum</strong><br />
Zukunft<br />
Rückblickzeit der SN Ia (basierend <strong>auf</strong> scheinbaren Helligkeiten m)
<strong>5.</strong>2.11 Abweichung von Hubble-Relation bei großem z<br />
Skalenfaktor R (t)<br />
= Mittlere Entfernung zwischen Galaxien<br />
(basierend <strong>auf</strong> Rotverschiebung z)<br />
Rekollabierendes<br />
<strong>Universum</strong><br />
1<br />
0<br />
Kritisches<br />
<strong>Universum</strong><br />
Beobachtung<br />
SN Ia-<br />
Daten<br />
Vergangenheit<br />
Ewig expandierendes<br />
<strong>Universum</strong><br />
Gegenwart<br />
Leeres<br />
<strong>Universum</strong><br />
Zukunft<br />
Rückblickzeit der SN Ia (basierend <strong>auf</strong> scheinbaren Helligkeiten m)
<strong>5.</strong>2.11 Abweichung von Hubble-Relation bei großem z<br />
Skalenfaktor R (t)<br />
= Mittlere Entfernung zwischen Galaxien<br />
(basierend <strong>auf</strong> Rotverschiebung z)<br />
Rekollabierendes<br />
<strong>Universum</strong><br />
1<br />
0<br />
Kritisches<br />
<strong>Universum</strong><br />
Beobachtung<br />
SN Ia-<br />
Daten<br />
Vergangenheit<br />
Ewig expandierendes<br />
<strong>Universum</strong><br />
Gegenwart<br />
Leeres<br />
<strong>Universum</strong><br />
Zukunft<br />
Beschleunigtes<br />
<strong>Universum</strong><br />
Rückblickzeit der SN Ia (basierend <strong>auf</strong> scheinbaren Helligkeiten m)
<strong>5.</strong>2.11 Abweichung von Hubble-Relation bei großem z<br />
Ergebnis Supernovae Cosmology Project<br />
• entfernte SN Ia sind schwächer als bei gleichförmiger Expansion zu erwarten<br />
• nicht zu erklären in Modell, in dem Expansion durch Gravitation gebremst wird<br />
• ... nicht einmal durch Modell ohne Abbremsung (leeres <strong>Universum</strong>, Ω =0)<br />
• ... sondern verlangt, dass Expansion beschleunigt wurde<br />
M<br />
Beschleunigungsenergie, beschrieben durch Dichteparameter Ω Λ<br />
(im Unterschied zu Dichteparameter der Materie Ω ) M<br />
Parameter für gesamte Energiedichte im <strong>Universum</strong>: Ω = Ω + Ω Λ M
<strong>5.</strong>2.11 Abweichung von Hubble-Relation bei großem z<br />
Rekollabierendes<br />
<strong>Universum</strong><br />
Kritisches<br />
<strong>Universum</strong><br />
Leeres<br />
<strong>Universum</strong><br />
Beschleunigtes<br />
<strong>Universum</strong><br />
Vergangenheit<br />
Zukunft<br />
Gravitative<br />
Abbremsung<br />
überwiegt<br />
Expansion<br />
Gravitative<br />
Abbremsung<br />
gleicht Expansion<br />
gerade aus<br />
Keine<br />
gravitative<br />
Abbremsung<br />
Gravitative Abbremsung<br />
Ω<br />
M<br />
plus zusätzliche<br />
Beschleunigung Ω >0<br />
Λ
<strong>5.</strong>2.11 Abweichung von Hubble-Relation bei großem z<br />
• SN1a bei großem z mit HST beobachtet<br />
• Spektren Alterskorrektur<br />
Bester Fit der Entfernungsmodul - z -Relation<br />
für Ω M = 0.29 und Ω Λ = 0.71<br />
(Riess+ 2004)
<strong>5.</strong>2.11 Abweichung von Hubble-Relation bei großem z<br />
Aktuelles Ergebnis:<br />
Hubble-Diagramm mit<br />
Zusammenstellung der<br />
Messdaten kosmologischer<br />
SNIa und best-fit<br />
kosmologisches Modell<br />
mit Ω = 0.73<br />
Λ<br />
(Suzuki+ 2011)
<strong>5.</strong>2.11 Abweichung von Hubble-Relation bei großem z<br />
Schlussfolgerungen aus dem Hubble-Diagramm für SNe Ia:<br />
<strong>Das</strong> <strong>Universum</strong> expandiert heute schneller als früher<br />
• Expansion wurde beschleunigt<br />
• erfordert zusätzliche Energie Ω = 0.73<br />
Λ<br />
• „Dunkle Energie“<br />
• „Vakuumenergie“<br />
• „Quintessenz“<br />
• kosmologische Konstante
<strong>5.</strong> <strong>Das</strong> <strong>Universum</strong> <strong>auf</strong> <strong>großer</strong> <strong>Skala</strong><br />
<strong>5.</strong>1 Galaxiengruppen, Galaxienh<strong>auf</strong>en<br />
<strong>5.</strong>2 Kosmische Entfernungsskala<br />
<strong>5.</strong>3 Großräumige Verteilung der Galaxien
Entfernungsbestimmung<br />
WH<br />
wichtigste Methode bei sehr weit entfernten Galaxien: Rotverschiebung<br />
(Beachte aber: lineare Hubble-Relation nicht einfach <strong>auf</strong> große Entfernungen übertragbar!)<br />
Rand<br />
MSS<br />
M31<br />
Virgo-<br />
H<strong>auf</strong>en<br />
Rand Lokaler<br />
Superh<strong>auf</strong>en<br />
Rotverschiebung z<br />
Hubble-Radius<br />
R<br />
H<br />
= c / H<br />
0<br />
~ 3 Gpc<br />
Supernovae Ia<br />
TF-Relation<br />
Cepheiden<br />
10 kpc 1 Mpc 100 Mpc 10 Gpc<br />
Entfernung (Mpc)
<strong>5.</strong>3 Die großräumige Verteilung der Galaxien<br />
<strong>5.</strong>3.1 Projezierte Verteilung am Himmel<br />
471 Mio Punktquellen aus dem<br />
Two Micron All-Sky Survey (2MASS PSC)<br />
1.5 Mio ausgedehnte Quellen aus dem<br />
Two Micron All-Sky Survey (2MASS XSC)<br />
Galaktisches Koordinatensystem<br />
Äquatoriales Koordinatensystem
<strong>5.</strong>3.1 Projezierte Verteilung am Himmel<br />
Pseudo-3d-Sicht aus<br />
2MASS XSC + PSC<br />
Entfernungen:<br />
z < 0.02 (blau)<br />
0.02 < z
<strong>5.</strong>3.2 3D Verteilung im Raum<br />
(A) Galaxien-Surveys: Motivation<br />
• räumliche Verteilung und Geschwindigkeiten der Galaxien<br />
in Abhängigkeit von L, Typ, ...<br />
• statistische Eigenschaften der großräumigen Struktur<br />
• Strukturbildung im frühen <strong>Universum</strong><br />
• bessere Charakterisierung von Galaxienh<strong>auf</strong>en<br />
• Abschätzung der Gesamtdichte im Kosmos<br />
• kosmologische Parameter
<strong>5.</strong>3.2 3D Verteilung im Raum<br />
(B) Galaxien-Surveys: Methode<br />
Messgrößen:<br />
• Position α, δ<br />
• Rotverschiebung z<br />
Entfernung aus<br />
d = cz / H<br />
0<br />
Beobachter<br />
bei z = 0<br />
Keil-<br />
Diagramm
<strong>5.</strong>3.2 3D Verteilung im Raum<br />
(C) Galaxien-Surveys: Projekte<br />
• mehrere sehr umfangreiche Surveys<br />
• automatisierte Himmelsdurchmusterung mit Teleskopen der 2-4-m Klasse<br />
• Spektroskopie und Fotometrie zur Unterscheidung von Galaxientypen<br />
• multi fibre spectroscopy: bis zu ca. 10 Spektren simultan<br />
4 6<br />
• ca. 10 ... 10<br />
• L<strong>auf</strong>zeiten mehrere Jahre<br />
3<br />
Spektren auszuwerten automatische Prozeduren
<strong>5.</strong>3.2 3D Verteilung im Raum<br />
Sloan Digital Sky Survey (SDSS)<br />
• spezielles 2.5-m-Teleskop<br />
• Apoche Point Observatory,<br />
New Mexico, USA<br />
• überdeckt ~25% des Himmels<br />
• L<strong>auf</strong>zeit SDSS: 2000-2005<br />
(danach SDSS II, III)<br />
• Internationales Projekt<br />
(zahlreiche Institute)<br />
Credit: SDSS
<strong>5.</strong>3.2 3D Verteilung im Raum<br />
Sloan Digital Sky Survey (SDSS)<br />
• Array aus 5 x 6 CCDs<br />
• 5 Farbfilter für eigens für SDSS<br />
entwickeltes photometrisches System<br />
(ugriz)<br />
• Fotometrie für ~ 200 Mio Objekte...<br />
(drift scan mode)<br />
Credit: SDSS
<strong>5.</strong>3.2 3D Verteilung im Raum<br />
Sloan Digital Sky Survey (SDSS)<br />
• effiziente Multiobjektspektroskopie:<br />
~600 Spektren simultan<br />
• insgesamt ~1 Mio Spektren von<br />
Galaxien<br />
• automatische pipeline für<br />
Auswertung der Spektren (z, Typ)<br />
Bild: Bestücken der spektroskopischen Platte<br />
mit 660 Glasfasern (Credit: SDSS)
<strong>5.</strong>3.2 3D Verteilung im Raum<br />
Sloan Digital Sky Survey (SDSS)<br />
• effiziente Multiobjektspektroskopie:<br />
~600 Spektren simultan<br />
• insgesamt ~1 Mio Spektren von<br />
Galaxien<br />
• automatische pipeline für<br />
Auswertung der Spektren (z, Typ)<br />
Bild: Spektren (horizontal) <strong>auf</strong> Detektor<br />
(Credit: SDSS)
<strong>5.</strong>3.2 3D Verteilung im Raum<br />
Galaxien-Surveys: Ergebnisse<br />
SDSS<br />
• großräumige kohärente Strukturen<br />
bis ~100 Mpc (*)<br />
• starke Galaxienkonzentrationen =<br />
Superh<strong>auf</strong>en<br />
• ~ 90% aller Galaxien befinden sich<br />
in ca. 10% des Volumens<br />
• Galaxien-Leerräume (voids) der<br />
Größe ~50 Mpc<br />
• ~90% des <strong>Universum</strong>s ist (fast) leer<br />
Redshift z<br />
(*) Aber: Sloan Great Wall<br />
4<br />
Länge > 400 Mpc, mehr als 10 Galaxien<br />
Farbkodierung: Alter der Sternpopulation (blau - rot)<br />
Credits: M.- Blandon and the SDSS
<strong>5.</strong>3.2 3D Verteilung im Raum<br />
Galaxien-Surveys: Ergebnisse<br />
2dF<br />
• großräumige kohärente Strukturen<br />
bis ~100 Mpc (*)<br />
• starke Galaxienkonzentrationen =<br />
Superh<strong>auf</strong>en<br />
• ~ 90% aller Galaxien befinden sich<br />
in ca. 10% des Volumens<br />
• Galaxien-Leerräume (voids) der<br />
Größe ~50 Mpc<br />
• ~90% des <strong>Universum</strong>s ist (fast) leer<br />
Große Mauer<br />
(*) Aber: Great Wall
Galaxien-Surveys: Ergebnisse<br />
• großräumige kohärente Strukturen<br />
bis ~100 Mpc (*)<br />
• starke Galaxienkonzentrationen =<br />
Superh<strong>auf</strong>en<br />
• ~ 90% aller Galaxien befinden sich<br />
in ca. 10% des Volumens<br />
• Galaxien-Leerräume (voids) der<br />
Größe ~50 Mpc<br />
<strong>5.</strong>3.2 3D Verteilung im Raum<br />
• ~90% des <strong>Universum</strong>s ist (fast) leer<br />
Credit: Los Alamos National Laboratory
<strong>5.</strong>3.3 Großräumige Strömungen im Galaxiengas<br />
Gebiete mit hoher Dichte verursachen<br />
Pekuliarbewegungen der Galaxien<br />
lokale Modifikation des Hubble-Flusses<br />
Möglichkeit, Gesamtmasse (DM) in<br />
großen Raumbereichen zu ermitteln<br />
Vergleich Dichtefluktuationen in DM<br />
und Verteilung der Galaxien (bias factor)<br />
Hydra-<br />
Centaurus<br />
Perseus-<br />
Pisces<br />
Sculptor-<br />
Void<br />
Messung:<br />
• Entfernung d aus TF-Relation<br />
• Expansionsgeschw. v<br />
= d H<br />
• Gesamtgeschwindigkeit: v = c z<br />
H<br />
0<br />
• Pekuliargeschwindigkeit<br />
v = v - v<br />
pec<br />
H<br />
LS: Lokaler Superh<strong>auf</strong>en<br />
PP:Perseus-Pisces-SH<br />
HC: Hydra-Centaurus-SH<br />
GA: Great Attractor<br />
GW: Great Wall
<strong>5.</strong>3.3 Großräumige Strömungen im Galaxiengas<br />
Der „Große Attraktor“ (GA):<br />
Lokale Gruppe bewegt sich mit ~600 km/s:<br />
- LG mit 250 km/s Virgo-H<strong>auf</strong>en<br />
- Lokaler Superh<strong>auf</strong>en Hydra-Centaurus<br />
- Hydra-Centaurus GA<br />
Röntgen-Bild Richtung GA<br />
Optisches Bild Richtung GA
<strong>5.</strong>3.4 Statistische Methoden der Strukturuntersuchung<br />
2-Punkt-Korrelationsfunktion ξ<br />
Maß für Dichtekontrast als Funktion<br />
des Abstandsvektors<br />
Erklärung: Volumen V, Dichte n ( x )<br />
x 0<br />
Gegeben:<br />
Wahrscheinlichkeit, eine Galaxie<br />
bei x 1 zu finden, sei P<br />
Gesucht: Wahrscheinlichkeit, Galaxie bei x 2 = x 1+ x 0 zu finden,<br />
wenn bei x 1 eine Galaxie gefunden wurde<br />
(a) Unkorrelierte Verteilung: P<br />
2<br />
(b) Korrelierte Verteilung: [1+ ξ(x )]P2<br />
0
<strong>5.</strong>3.4 Statistische Methoden der Strukturuntersuchung<br />
2-Punkt-Korrelationsfunktion<br />
x 0<br />
Andere Darstellung: Leistungsspektrum P (k)<br />
∞<br />
P ( k ) = ∫ξ( r ) exp(i k r) d r = 4π∫ξ( r )<br />
sin k r<br />
k<br />
(Fourier-Transformierte der 2-Punkt-Korrelationsfunktion)<br />
3<br />
0<br />
2<br />
r dr<br />
Gibt an, wie stark Strukturen (Amplituden der Dichtefluktuationen) bei der<br />
Längenskala 1/k vertreten sind (k klein entspricht großen räumlichen Skalen)
<strong>5.</strong>3.4 Statistische Methoden der Strukturuntersuchung<br />
Annahme: Materie ist statistisch homogen und isotrop verteilt<br />
ξ kann nicht von individuellen Orten und Richtung<br />
abhängen, sondern nur vom Abstand r<br />
Üblicher Ansatz:<br />
N<br />
N<br />
(obs)<br />
p<br />
(Poiss)<br />
p<br />
( r ): beobachtete Anzahl von Galaxienpaaren mit Abstand r – Δr/2 ... r+Δr/2<br />
( r ): Anzahl von Galaxienpaaren mit Abstand r – Δr/2 ... r+Δr/2 für Poisson-Vert.<br />
Eigenschaften:<br />
ξ ( r ) = 0 für zufällige Verteilung<br />
ξ ( r ) > 0 wenn Galaxien mit Abstand r überhäufig<br />
ξ ( r ) < 0 wenn Galaxien mit Abstand r unterhäufig
<strong>5.</strong>3.4 Statistische Methoden der Strukturuntersuchung<br />
Beobachtungsergebnisse<br />
• <strong>auf</strong> Skalen 1...30 Mpc näherungsweise<br />
ξ( r ) ≈ ( r / r )<br />
0 -1.8<br />
r ≈ 5 Mpc: Korrelationslänge<br />
0<br />
• Dichtekontrast (ξ) nimmt mit Größe ab<br />
• Clustering (r ) abhängig vom Typ<br />
0<br />
(Morphologie-Dichte-Relation)<br />
• Achtung: wegen Mittelung enthält<br />
ξ( r ) keine Aussagen über Details der<br />
3D-Struktur (Filamente, Voids, ...)<br />
2dF galaxy redshíft survey
<strong>5.</strong>3.5 Ursprung der großskaligen Struktur<br />
typische Relativgeschwindigkeit der Galaxien<br />
100 km/s ≈ 0.1 Mpc/Gyr<br />
Galaxien haben sich während Hubble-Zeit t<br />
um ~1 Mpc relativ zueinander bewegt<br />
H<br />
„Schaumstruktur“ ist nicht durch<br />
Bewegung der Galaxien entstanden.<br />
Primordialer Ursprung (d.h. zur Zeit der<br />
Galaxienbildung bereits angelegt) und durch<br />
Bewegung der Galaxien nur modifiziert
<strong>5.</strong>3.6 Strukturen <strong>auf</strong> größten Skalen<br />
Für r > 50 ...100 Mpc oszilliert ξ( r )<br />
um den Wert Null<br />
zufällige Verteilung der Galaxien<br />
keine Anzeichen für Strukturen <strong>auf</strong><br />
Skalen > 100 Mpc („Ende aller Größe“)<br />
Für >1 Gpc Dichtekontrast δρ/ρ< 0.05<br />
Auf großen Skalen l > l max ≈ 100 Mpc<br />
erscheint das <strong>Universum</strong> homogen (*)<br />
c<br />
Beachte: l max≪R H= = 3 Gpc<br />
H 0<br />
(Hubble-<br />
Länge)<br />
(*) Aber: Large Quasar Groups !?
<strong>5.</strong>3.7 Numerische Simulationen<br />
• Frage: Wie ändern sich räumliche Strukturen in kosmischer Entwicklung<br />
( Expansion + Beschleunigung + gravitative Abbremsung)<br />
• Methode: N-Körper-Simulationen bzw. Hydrodynamik<br />
- erste Simulationen: ab ~1975 (Zel´dovich & Novikov)<br />
- heute: 3D-Simulationen mit hoher räumlicher Auflösung (wichtig!)<br />
• Simulation gravitierender Materie (also DM)<br />
• Beachte aber: Vergleich mit Beobachtung erfolgt über ξ(r)der Galaxien,<br />
also baryonische Materie in Sternen! (Annahmen bzgl. Zusammenhang<br />
mit DM erforderlich)
<strong>5.</strong>3.7 Numerische Simulationen<br />
Simulation der<br />
Strukturentwicklung<br />
• kleine anfängliche<br />
Dichteschwankungen<br />
• kosmische Expansion<br />
(Hubble-Expansion)<br />
• gravitative Anziehung der<br />
DM-Halos<br />
• (hier keine zusätzliche<br />
Beschleunigung durch<br />
Vakuumenergie ...)
<strong>5.</strong>3.7 Numerische Simulationen<br />
Simulation der<br />
Strukturentwicklung<br />
Detailstruktur:<br />
Entstehung und<br />
Entwicklung von<br />
Galaxienh<strong>auf</strong>en
<strong>5.</strong>3.7 Numerische Simulationen<br />
Millenium-Simulation<br />
(Virgo-Konsortium)<br />
• 105<br />
Pixel pro Dimension<br />
• 64 Zeitpunkte<br />
Projeziertes Dichtefeld in 15 Mpc<br />
dicker Schicht bei z = 0.<br />
Supercomputer IBM p690<br />
512 Prozessoren,<br />
1 TB Hauptspeicher
Zeit<br />
<strong>5.</strong>3.7 Numerische Simulationen<br />
Wichtig: Strukturentwicklung abhängig von kosmologischem Modell<br />
Zugang zu kosmologischen Parametern<br />
Modell 1: Modell 2: Modell 3: Modell 4:<br />
OCDM τCDM SCDM ΛCDM<br />
z =3<br />
z =1<br />
z =0<br />
Credit: Virgo-Kollaboration 1996
<strong>5.</strong>3.7 Numerische Simulationen<br />
Vergleich von beobachteten<br />
und simulierten Strukturen<br />
liefert prinzipiell gute<br />
Übereinstimmung der<br />
Verteilung der großen<br />
Galaxien<br />
beobachtet<br />
(Beachte z.B. auch:<br />
Strukturen wie „Große Mauer“)<br />
simuliert<br />
Credit: Virgo-Kollaboration
<strong>5.</strong>3.7 Numerische Simulationen<br />
Cold Dark Matter (CDM)<br />
Warm Dark Matter (WDM)<br />
Dichtekarte für 3 Halos (ähnlich Lokale Gruppe) bei z=0 für die gleiche<br />
Simulation mit unterschiedlichen Eigenschaften der DM. WDM erzeugt<br />
eine „diffuse“ Gruppe. CDM reproduziert Beobachtungen besser.<br />
(Credit: Libeskind et al. 2013, arXiv:1330.5557)
<strong>5.</strong>3.7 Numerische Simulationen<br />
Anfangswertproblem:<br />
Die anfänglichen Dichtefluktuationen<br />
werden in den Simulationen einfach<br />
gesetzt.<br />
Aber: Kann man aus der Beobachtung<br />
Aussagen über die anfänglichen<br />
Dichtefluktuationen gewinnen?<br />
Kosmischer Mikrowellenhintergrund<br />
(siehe später)<br />
Credit: Virgo-Kollaboration