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Jahrbuch 2012/2013 | Sánchez, Ariel G. | BOSS: Präzisionskosmologie mit der großskaligen Struktur des
Universums
BOSS: Präzisionskosmologie mit der großskaligen Struktur des
Universums
Precision cosmology on the large-scale structure of the universe
Sánchez, Ariel G.
Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik, Garching
Korrespondierender Autor
E-Mail: [email protected]
Zusammenfassung
Die Entdeckung der beschleunigten Expansion des Universums hat das Gebiet der Kosmologie revolutioniert.
Den Ursprung dieses Phänomens zu verstehen ist eines der bedeutendsten Probleme der heutigen Physik, zu
dessen Erforschung eine neue Generation von Galaxiendurchmusterungen entw ickelt w urde. Eine derzeit
laufende Durchmusterung trägt den Namen Baryon Oscillation Spectroscopic Survey (BOSS). Sie untersucht die
großskalige Struktur des Universums mit bisher unerreichter Präzision und w ird neue Erkenntnisse über die
fundamentale Physik hinter der kosmischen Beschleunigung liefern.
Summary
The discovery of the accelerated expansion of the Universe has revolutionized the field of physical cosmology.
Understanding the origin of this phenomenon is one of the most outstanding problems in physics today. This
situation has led to the construction of a new generation of galaxy surveys, aimed at shedding light on this
problem. The ongoing Baryon Oscillation Spectroscopic Survey (BOSS) is an example of these surveys. BOSS is
probing the large-scale structure of the Universe w ith unprecedented precision, providing new insights on the
physics behind cosmic acceleration.
Dunkle Energie und die großskalige Struktur des Universums
In den vergangenen Jahren hat eine Fülle von exakten kosmologischen Beobachtungen gezeigt, dass unser
Universum nicht nur expandiert, sondern die Rate dieser Ausdehnung sogar zunimmt [1–4]. Die Bedeutung
dieser Entdeckung w urde im Jahr 2011 mit dem Nobelpreis in Physik gew ürdigt. Das Verständnis des
Ursprungs der kosmologischen Beschleunigung ist eines der bedeutendsten, noch offenen Probleme der
modernen Physik, da dessen Klärung w eitreichende Folgen für unser W issen über die fundamentalen
Naturgesetze mit sich bringt.
Im
Rahmen
der
Allgemeinen
Relativitätstheorie
lässt
sich
die
kosmische
Beschleunigung
auf
die
Zusammensetzung der gesamten Energiedichte des Universums zurückführen. Dominierend ist demnach eine
Komponente mit seltsamen Eigenschaften, die Dunkle Energie getauft w urde. Sie w irkt der anziehenden Kraft
© 2013 Max-Planck-Gesellschaft
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der Gravitation entgegen und treibt somit die Beschleunigung der Ausdehnung des Universums an. Über die
Natur dieser hypothetischen Energiedichtekomponente ist jedoch so gut w ie nichts bekannt. Es w urde eine
Vielzahl von Modellen vorgeschlagen, die diese Erscheinung erklären sollen, und die sich unter anderem durch
die Vorhersage von unterschiedlichen Zustandgsgleichungsparametern, ω DE, unterscheiden. Dieser Wert ist
definiert als
das
Verhältnis
vom Druck der Dunklen
Energie
zu
deren
Dichte. Im kosmologischen
Standardmodell ist die Dunkle Energie gerade die quantentheoretische Vakuumzustandsenergie. Sie w ird mit
Einsteins Kosmologischer Konstante identifiziert und besitzt demnach eine konstante Zustandsgleichung der
Form ω DE = -1. Die Entdeckung einer Abw eichung von diesem Verhältnis zu einer gew issen Zeit in der
kosmischen Geschichte w ürde w eitreichende Veränderungen in unserem Verständnis der Dunklen Energie zur
Folge haben.
Da sich die Zustandsgleichung der Dunklen Energie auf die Art der Beschleunigung der Expansion ausw irkt, ist
ein erster Schritt, ihre Natur zu verstehen, eine akkurate Messung der Expansionsgeschichte des Universums.
Beobachtungen der Verteilung von Galaxien im Raum können uns solche Messungen liefern, denn Galaxien
bilden das „kosmische Spinnennetz“, dessen zahlreiche Strukturmerkmale w ertvolle Information über unser
Universum beinhalten. Auch für die Entw icklung des kosmologischen Standardmodells spielte die Beobachtung
der Galaxienverteilung eine zentrale Rolle, da auch sie deutliche Hinw eise auf die Existenz der Dunklen
Energie geliefert hat [5]. Man erw artet, dass sich diese Hinw eise in den nächsten Jahren verdichten w erden.
Besonders gut geeignet zur Vermessung der Expansionsgeschichte des Universums ist die großskalige
Galaxienverteilung mit der darin enthaltenen Signatur, der sogenannten baryonischen akustischen Oszillationen
(BAO). Dies sind Schw ankungen des kosmologischen Dichtefeldes, w elche durch Schallw ellen im frühen
Universums
hervorgerufen
w urden.
Diese
Wellen
haben
gew issermaßen
einen
Abdruck
in
der
Galaxieverteilung hinterlassen, w elcher als ein Ausschlag in der sogenannten Korrelationsfunktion, ξ(r),
auftritt. Diese Funktion misst die Wahrscheinlichkeit, Paare von Galaxien in einem bestimmten Abstand zu
finden. Die Stelle, an der sich dieser Ausschlag befindet, entspricht einer besonderen Längenskala, dem
Schallhorizont, der heute ungefähr 500 Million Lichtjahre beträgt. Die gleiche physikalische Größe kann auch
durch präzise
Vermessung
des
kosmischen Mikrow ellenhintergrunds
(MW H) erhalten w erden. Dieser
Strahlungshintergrund bildet das Universum zu einem Zeitpunkt von ca. 380.000 Jahren nach dem Urknall ab.
Durch den Vergleich des Schallhorzionts, der sich aus dem Mikrow ellenhintergrund und damit dem frühen
Universum ergibt, mit der gleichen Größe, die aus der Galaxienverteilung im späteren Universum gew onnen
w ird, w ird es möglich, die Expansionsgeschichte des Universums zu rekonstruieren und somit den
Zustandsgleichungsparameter der Dunklen Energie genauer zu bestimmen.
Das BAO-Signal w urde zuerst in der räumlichen Verteilung einer Ausw ahl von leuchtkräftigen, roten Galaxien
(luminous red galaxies, LRGs) der Sloan-Himmelsdurchmusterung (Sloan Digital Sky Survey, SDSS) durch
Eis e ns te in et al. [6] entdeckt. In Folge w urde die Signatur in einer Vielzahl von Datensätzen mit
unterschiedlichen Ausw ertungsmethoden erneut und mit höherer Präzision beobachtet. W ir verdanken es
diesem Signal, dass die Vermessung der Galaxienverteilung einen sehr erfolgversprechenden Weg in Richtung
einer genauen Messung des Zustandsgsgleichungsparameters, ω DE , und dessen zeitlicher Entw icklung w eist.
BOSS: Die spektroskopische Suche nach baryonischen akustischen Oszillationen
Angesichts des Potenzials, w elches die Beobachtung der großskaligen Struktur im Bezug auf neue
Erkenntnisse über die Natur der Dunklen Energie besitzt, w urden mehrere bahnbrechende Programme zur
Galaxiendurchmusterung entw ickelt. Ein derzeit laufendes Beispiel einer solchen neuen Erfassung ist der
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Baryon Oscillation Spectroscopic Survey (BOSS). BOSS ist eines der vier Teile des Durchmusterungsprogramms
der dritten Generation von Sloan (SDSS-III) und verfolgt das Ziel, die räumlichen Koordinaten von Millionen von
Galaxien zu vermessen. Diese Galaxien sind über ein Gebiet verteilt, dessen Größe einem Viertel des
Gesamthimmels entspricht, und ihre Ausw ahl basiert auf Beobachtungen mit dem 2,5 m-Teleskop des SloanProgramms, w elches auf dem Apache Point Observatorium in New Mexico (USA) installiert ist. Dieser Datensatz
w urde speziell im Hinblick auf eine hochpräzise Vermessung der kosmischen Expansionsgeschichte mittels
einer genauen Bestimmung des BAO-Merkmals geschaffen.
A bb 1: Erwa rte te e ndgültige Him m e lsa bde ck ung von BO SS
(gra u scha ttie rt) für die nördliche (link e s Bild) und südliche
(re chte s Bild) ga la k tische He m isphä re . De r fa rbige Be re ich
e ntspricht de m Ge bie t, da s in de n e rste n be ide n Einsa tzja hre n
be oba chte t wurde , wobe i die Fa rbe e ine s P unk te s die
Vollstä ndigk e it a bbilde t (d. h. de n Ante il de r Ga la x ie n in
die se r R ichtung, die im Ka ta log e inbe zoge n wurde n, a n de r
Ge sa m tza hl). Die se r Da te nsa tz ist Be sta ndte il de r ne unte n
Ve röffe ntlichung von Sloa n-Da te n (SDSS Da ta R e le a se 9,
DR 9).
© Ma x -P la nck -Institut für e x tra te rre strische P hysik
Die graue Schattierung in Abbildung 1 zeigt die zu erw artende endgültige Himmelsabdeckung von BOSS in
galaktischen Koordinaten für die nördliche (linkes Bild) und südliche Hemisphäre (rechtes Bild) an. Der farbige
Bereich entspricht dem Gebiet, das in den ersten beiden Einsatzjahren beobachtet w urde, die Farbe eines
Punktes der Vollständigkeit (d. h. dem Anteil der Galaxien in dieser Richtung, die im Katalog einbezogen
w urden, relativ zur Gesamtzahl). Der entsprechende Datensatz ist ein Teil der neunten Veröffentlichung der
Sloan-Daten (SDSS Data Release 9, DR9). Obw ohl die Datenmenge nur w eniger als die Hälfte der endgültigen
Durchmusterung ausmacht, stellt sie bereits den größten Galaxienkatalog dar, der jemals zusammengestellt
w urde. Er ist somit ideal für die Analyse der großskaligen Struktur geeignet. Die Ananlyse w urde bereits sehr
detailliert
durchgeführt,
w odurch
nun
schon
vorläufige
Schlussfolgerungen
über
die
kosmische
Zusammensetzung vorliegen.
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A bb. 2: Die Korre la tionsfunk tion de s Ga la x ie nk a ta logs in
BO SS-DR 9 für große Sk a le n. Die se Funk tion m isst die
W a hrsche inlichk e it Ga la x ie npa a re zu finde n a ls Funk tion ihre s
Absta nds. Da s Signa l de r a k ustische n O szilla tione n k a nn
de utlich a ls e in bre ite r „Buck e l“ a usge m a cht we rde n, de sse n
Ma x im um e ine m P a a ra bsta nd von unge fä hr 500 Millione n
Lichtja hre n e ntspricht. Die ge na ue Be stim m ung die se r Sk a la
ist e ine de r e rfolgre ichste n Me thode n um die
Ausde hnungsge schichte de s Unive rsum s zu be stim m e n.
Die Punkte in Abbildung 2 zeigen die im Galaxienkatalog BOSS-DR9 vermessene Korrelationsfunktion. Das
Signal der baryonischen akustischen Oszillationen kann deutlich als ein breiter „Buckel“ ausgemacht w erden,
dessen Maximum bei einem Paarabstand von ungefähr 500 Millionen Lichtjahren liegt. Diese Ausw ertung liefert
das derzeit genaueste Bild des BAO-Signals. Die enthaltende Information kann nun benutzt w erden, um
präzise Werte für die kosmologischen Parameter, w ie zum Beispiel den Zustandsgleichungsparameter der
Dunklen Energie, zu gew innen.
Modelle für die Beschreibung der großskaligen Struktur
Die neuen Galaxiendurchmusterungen w ie BOSS liefern der W issenschaft hochgenaue Messergebnisse über
die großskalige Galaxienverteilung. Diese Informationen bieten eine einmalige Gelegenheit, neue Schlüsse
über die Natur der Dunklen Energie zu ziehen. Gleichzeitig stellen die Menge der Beobachtungsdaten und die
Ansprüche
an
die
Ausw ertungsgenauigkeit
eine
neue
Herausforderung
bezüglich
der
theoretischen
Modellierung dieser Beobachtungen dar.
Die Verbindung zw ischen der Beobachtung der großskaligen Struktur und den kosmologischen Modellen w ird
üblicherw eise
hergestellt,
indem
die
vereinfachende
Annahme
Galaxienverteilungsfunktion unmittelbar aus der Vorhersage
für die
getroffen
w ird,
dass
sich
die
Materieverteilung mittels linearer
Störungstheorie ergibt. Doch mit immer genaueren Vermessungen hat sich gezeigt, dass dieses Bild die
Datenlage nicht genau genug beschreibt. Die Galaxienverteilung ist durch Effekte w ie die nichtlineare
Entw icklung der Dichtefluktuationen, gravitativ hervorgerufene Galaxienbew egungen und einer möglichen
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nichttrivialen Beziehung zw ischen dem Vorhandensein von Galaxien und der zugrundeliegenden Dichte der
Dunken Materie beeinflusst. Dem Anspruch der BOSS-Durchmusterung kann nur dann Genüge getan w erden,
w enn diese Effekte in die Modelle einbezogen w erden, sodass die maximale Menge an Information aus den
Daten gew onnen w erden kann, ohne dabei systematische Fehler zu verursachen.
Eine Vielzahl von theoretischen Arbeiten hat sich der genaueren Modellierung der statistischen Beschreibung
der Galaxienverteilung gew idmet. Neue Entw icklungen in der Störungstheorie haben das theoretische
Verständnis der nichtlinearen Effekte substantiell verbessert und zu akkurateren Vorhersagen geführt. Mit
diesen neuen Werkzeugen ausgestattet, können die Werte der kosmologischen Parameter aus der
Vermessung der großskaligen Struktur genau und unverfälscht bestimmt w erden.
Konsequenzen für die Bestimmung kosmologischer Parameter
Mit Modellen, die dem neuesten Stand der W issenschaft entsprechen, w urde eine umfassende Analyse der
Galaxienverteilung im BOSS-DR9-Datensatz durchgeführt [6]. In dieser Arbeit w urden die so gew onnen
Informationen mit jüngsten Vermessungen des MW H, von Supernovae vom Type Ia (SN) und w eiteren BAOBestimmungen aus anderen Durchmusterungen kombiniert. Mit den zusammengefassten Datensätzen w urde
untersucht, in w iew eit die gemessenen kosmologischen Parameter mit denen des Standardmodells sow ie
einer Reihe von möglichen Erw eiterungen übereinstimmen. Dabei w urde besonderes Augenmerk auf die
Zustandsgleichung der Dunklen Energie gelegt.
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A bb 3: Konfide nzbe re iche für de n Ante il de r Dunk le n Ene rgie
a n de r ge sa m te n Ene rgie dichte im Unive rsum und de n
Zusta ndsgle ichungspa ra m e te r ω DE. Die ge striche lte Linie ze igt
die Einschrä nk ung de s P a ra m e te rra um s, die sich a lle in durch
die Ve rm e ssung de s Mik rowe lle nhinte rgrunds e rgibt. Die
durchge zoge ne Kurve ste llt die Einschrä nk ung be i
Einbe zie hung de r Ve rte ilungsinform a tion von BO SS in die
Ana lyse da r. Die BO SS-Da te n schrä nk e n die
Konfide nzbe re iche de s Zusta ndsgle ichungspa ra m e te rs
signifik a nt e in. Die zusä tzliche Be rück sichtigung von we ite re n
BAO - und SN-Da te n in die Ana lyse führt zur e ndgültige n
Be stim m ung von ω DE = -1,03±0,07. Die se r W e rt ste ht in volle r
Übe re instim m ung m it de r Vorhe rsa ge de s ΛC DMSta nda rdm ode lls, nä m lich ω DE = −1, we lche m it de r
ge punk te te n Linie ge k e nnze ichne t ist.
Die Ergebnisse dieser Studie zeigen, dass sich die Vermessung der Galaxienverteilung durch BOSS in voller
Übereinstimmung mit dem Standardmodell befindet. Dies w ird in Abbildung 3 gezeigt: Die gepunktete Linie
stellt die Vorhersage für die Korrelationsfunktion dieses kosmologischen Modells dar. Sie stimmt hervorragend
überein, sow ohl bezüglich der Lage des BAO-Signals, als auch der gesamten Form mit der von BOSS
gemessenen Korrelationsfunktion.
Abbildung 3 verdeutlicht zum einen den erlaubten Wertebereich des Anteils der Dunklen Energie an der
gesamten Energiedichte im Universum, zum anderen des Zustandsgleichungsparameters ω DE [7]. Die
gestrichelte Linie zeigt die Einschränkung des Parameterraums, die sich allein durch die Vermessung des
Mikrow ellenhintergrunds ergibt, und die noch einen großen Bereich an Werten für ω DE zulässt. Die
durchgezogene Kurve stellt die Einschränkung bei Einbeziehung der Verteilungsinformation von BOSS in die
Analyse dar. Die BOSS-Daten schränken die Konfidenzintervalle des Zustandsgleichungsparameters signifikant
ein. Die zusätzliche Berücksichtigung von w eiteren BAO- und SN-Daten in die Analyse führt zur endgültigen
Bestimmung von ω DE = -1,03±0,07. Dieser Wert steht in voller Übereinstimmung mit der Vorhersage des
Standardmodells, nämlich ω DE = -1, w elche in Abbildung 3 mit der gepunkteten Linie gekennzeichnet ist.
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Eine leuchtende Zukunft
Die bisherigen Ergebnisse zeigen, dass das kosmologische Standardmodell in der Lage ist, alle in die Analyse
einbezogen Beobachtungen präzise zu beschreiben. Im Hinblick auf den unterschiedlichen Eigenschaften
dieser Beobachtungen und der verschiedenen Epochen in der kosmischen Geschichte, die dabei untersucht
w urden, ist dies ein w ichtiger Erfolg. Die Einbeziehung der Vermessung der Galaxienverteilung durch BOSS hat
den möglichen Parameterbereich des Standardmodells substanziell verkleinert, sodass die fundamentalen
Parameter des Modells mit hoher Genauigkeit bestimmt w erden können. Dies verdeutlicht die Aussagekraft
von Beobachtungen in der gegenw ärtigen Ära der Präzisionskosmologie.
Dies ist jedoch erst der Anfang: Die jetzigen Resultate basieren auf der ersten Veröffentlichung von
spektroskopischen
BOSS-Daten. Mit zunehmendem Volumen
Datensätze
genauere
noch
Verbesserung
w ird
Einsichten
durch
die
über die
Veröffentlichung
großskalige
der
der Durchmusterung
Struktur des
neusten
w erden
Universums
Vermessungen
der
die
neuen
liefern. Diese
kosmischen
Mikrow ellenhintergrundstrahlung mit dem ESA-Satelliten Planck im Frühjahr 2013 ergänzt. Die Kombination
dieser beiden Datensätze w ird zw eifelsfrei neue, stringente Bestimmungen der Parameter der kosmologischen
Modelle mit sich bringen und das Standardmodell einem noch rigoroserem Test unterziehen. Dadurch w ird das
Tor zur Untersuchung w eiterer Ergänzungen für dieses Modell geöffnet, w elche bisher noch nicht erforscht
w urden.
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