Kosmologische Simulation

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Kosmologische Simulationen sind Computersimulationen, die das dynamische Verhalten von Materie in großen Raumbereichen über Zeiträume von Milliarden Jahren modellieren und berechnen. Sie sind ein äußerst wertvolles Werkzeug in der modernen Astrophysik und helfen, die Entwicklung und Struktur des Universums besser zu verstehen.

Die Entwicklung der Kosmologischen Simulationen

In den 1970er Jahren begannen Wissenschaftler, Simulationen zu entwickeln, um das Verhalten großer Strukturen im Universum zu modellieren.[1] Eines der ersten Beispiele dafür war die N-Körper-Simulation, die die Schwerkraft-Wechselwirkungen zwischen einer großen Anzahl von Partikeln in einem System berechnete.[2]

Ein Meilenstein in der kosmologischen Simulation war die Einführung der adaptiven Gitterverfeinerung[3], die es ermöglichte, hochauflösende Simulationen durchzuführen. Seitdem haben Wissenschaftler immer komplexere Modelle entwickelt, die eine Vielzahl von physikalischen Prozessen berücksichtigen, wie beispielsweise die Bildung von Galaxien, Sternentstehung und Supernovae.[4]

Simulationen als Untersuchungsmethode

Für die Untersuchung der Strukturbildung im Universum haben diese Simulationen bisher entscheidende Erkenntnisse geliefert.[5] Sie stellen die zeitliche Entwicklung einer Anordnung dunkler Materie in einem Raumbereich dar. Ein populärer Vertreter ist die Millennium-Simulation. Die bisher durchgeführten Simulationen unterscheiden sich hauptsächlich in der Qualität ihrer Auflösung und der Größe des simulierten Volumens.

Globale Simulationen

Globale Simulationen enthalten zum Simulationsbeginn eine große Anzahl gleichmäßig verteilter dunkler Materiepartikel und erzeugen im Simulationsverlauf Filamente und Voids. Das sind Strukturen, die den größten im beobachtbaren Universum entsprechen. Die bereits genannte Millennium-Simulation gehört zu den globalen Simulationen. Der Zweck solcher Simulationen ist es, die beobachtete Struktur des Universums mit den Vorhersagen zu vergleichen und damit die Parameter des ΛCDM-Modells (sprich: Lambda-CDM) zu überprüfen. Einen Erfolg stellt es dar, dass die ΛCDM Parameter zu einer Bottom-up Strukturbildung mit großer Ähnlichkeit zur Beobachtungslage führen. Außerdem ist das frühe Auftauchen von Quasaren wenige 100 Millionen Jahre nach dem Urknall, das im Sloan Digital Sky Survey festgestellt wurde, verträglich mit dem Simulationsergebnis[6].

Lokale Simulationen

Lokale Simulationen wie die Aquarius-Simulation betrachten die Entwicklung eines einzelnen dunkle-Materie-Halos. Die Aquarius-Halos sind in ihrer Masse und kosmischen Nachbarschaft dem Milchstraßenhalo ähnlich. Diese Ähnlichkeit ermöglicht statistische Vorhersagen über die zu erwartende Dichte- und Geschwindigkeitsverteilung der dunklen Materie innerhalb der Milchstraße. Solche Vorhersagen sind für den Versuch des direkten Nachweis von dunkler Materie interessant, da sie prinzipiell im Labor überprüfbare Aussagen über die Energie und Bewegungsrichtung der Teilchen in dem Bereich treffen, in dem sich Sonne und Erde um das galaktische Zentrum bewegen.[7] Außerdem sagen sie das von der Erde beobachtbare Gammastrahlungsmuster voraus[8], dass durch Annihilation dunkler Materie erzeugt werden könnte. In dieser Strahlung sollte für einen Beobachter über den ganzen Himmel eine Strahlungsintensität zu beobachten sein, die der in der Sichtlinie liegenden dunkle-Materie-Menge entspricht. Dies wäre eine Überlagerung aus zwei Mustern. Das eine wäre ausgelöst durch den Halo selbst mit seiner ungefähr ellipsoiden Form und gleichmäßig nach außen abnehmenden Dichte. In Richtung des galaktischen Zentrums wäre also die größte Intensität zu beobachten, die von dort aus in alle Richtung abnehmen würde. Die geringste Intensität tritt also nahe dem Antipodenpunkt zum Zentrum auf. Die zweite Musterkomponente wären viele kleinräumige Helligkeitsanstiege in der Größenordnung und Anzahl vorhergesagter Subhalos. Sollte diese Strahlungsverteilung beobachtet werden, wäre nicht nur die Energie dieser dunkle-Materie-Teilchen bekannt, sondern auch deren großräumige Verteilung in unserer Milchstraße[9].

Zukünftige Entwicklungen und Herausforderungen

In Zukunft werden kosmologische Simulationen von weiteren Fortschritten in der Computerleistung und der Entwicklung neuer Methoden profitieren. Einige der zu erwartenden Entwicklungen und Herausforderungen umfassen:

  • Verbesserung der Auflösung: Höhere Auflösungen ermöglichen es, kleinere und detailliertere Strukturen im Universum zu untersuchen, was zu einem genaueren Verständnis der physikalischen Prozesse führt.[10]
  • Integration von Dunkler Energie: Die Berücksichtigung von Dunkler Energie in Simulationen ist eine wichtige Herausforderung, die dazu beitragen wird, die beschleunigte Expansion des Universums besser zu verstehen.[11]
  • Inklusion von Magnetfeldern: Die Einbeziehung von Magnetfeldern und deren Wechselwirkung mit der Materie im Universum ist eine bedeutende Herausforderung für zukünftige Simulationen.[12]
  • Verbindung mit Beobachtungsdaten: Die Verbesserung der Zusammenarbeit zwischen theoretischen Modellen und Beobachtungsdaten ist entscheidend, um die Genauigkeit und Vorhersagekraft kosmologischer Simulationen weiter zu erhöhen.[13]

Einzelnachweise

  1. ↑ Springel, V., White, S. D. M., Jenkins, A., Frenk, C. S., Yoshida, N., Gao, L., Navarro, J., Thacker, R., Croton, D., Helly, J., Peacock, J. A., Cole, S., Thomas, P., Couchman, H., Evrard, A., Colberg, J., & Pearce, F. (2005). Simulations of the formation, evolution and clustering of galaxies and quasars. Nature, 435(7042), 629-636.
  2. ↑ Aarseth, S. J. (1973). Gravitational N-Body Simulations: Tools and Algorithms. Cambridge University Press.
  3. ↑ Berger, M. J., & Oliger, J. (1984). Adaptive Mesh Refinement for Hyperbolic Partial Differential Equations. Journal of Computational Physics, 53(3), 484-512.
  4. ↑ Vogelsberger, M., Genel, S., Springel, V., Torrey, P., Sijacki, D., Xu, D., Snyder, G., Bird, S., Nelson, D., & Hernquist, L. (2014). Properties of galaxies reproduced by a hydrodynamic simulation. Nature, 509
  5. ↑ V. Springel, et al.: The Aquarius Project: the subhalos of galactic halos Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 391: 1685–1711, 2008; arxiv:0809.0898.
  6. ↑ Pressemitteilung der Max Planck Gesellschaft zur Millennium-Simulation
  7. ↑ M. Vogelsberger, et al.: Phase-space structure in the local dark matter distribution and its signature in direct detection experiments. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 395, 2009, S. 797–811. bibcode:2009MNRAS.395..797V.
  8. ↑ Bild des Gammastrahlungsmuster
  9. ↑ V. Springel, et al.: A blueprint for detecting supersymmetric dark matter in the Galactic halo. arxiv:0809.0894. Revision erschienen in Nature: V. Springel, et al.: Prospects for detecting supersymmetric dark matter in the Galactic halo. In: Nature. 456, 2008, S. 73–76.
  10. ↑ Ocvirk, P., Aubert, D., Reed, D., Smith, R., Derrière, S., & Snyder, G. (2018). The Cosmic Web in Cosmological Simulations. Space Science Reviews, 214(1), 1-32.
  11. ↑ Peebles, P. J. E., & Ratra, B. (2003). The cosmological constant and dark energy. Reviews of Modern Physics, 75(2), 559-606.
  12. ↑ Pakmor, R., Springel, V., & Pfrommer, C. (2017). Simulating cosmic ray physics on a moving mesh. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 469(2), 1974-1986.
  13. ↑ Porter, L. A., Somerville, R. S., Primack, J. R., & Libeskind, N. I. (2020). Connecting the cosmic web to the spin and shape of dark matter haloes with semi-analytic modelling. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 495(3), 3194-3206.


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