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Primordiale Fluktuationen

Primordiale Fluktuationen sind Dichte-Variationen im frühen Universum,
welche als Ursprung der Struktur des Universums
betrachtet werden. Diese Variationen haben ihre Ursache in den
Vakuumfluktuationen und wuchsen mit der schnellen Expansion während
der Inflation_des_Universums.
Man vermutet, dass sich das Universum vor der Inflation im
thermodynamischen_Gleichgewicht befunden
hat. Daher wäre das Universum ohne diese Fluktuationen komplett homogen und
es hätten sich keine Galaxien und Galaxienhaufen gebildet.

Beobachtungen der kosmischen
Hintergrundstrahlung und Rotverschiebung werden verwendet, um die
gegenwärtige und vergangene Verteilung der Materie zu messen. Aus diesen
Messungen können Eigenschaften der primordialen Fluktuationen extrapoliert
werden. Da die Fluktuationen sich vermutlich mit der Inflation vergrößert
haben, können diese Messungen die Parameter innerhalb der Inflationstheorie beschränken.

Formalismus

Primordiale Fluktuationen werden üblicherweise mit der spektralen_Leistungsdichte quantifiziert, welche die Stärke der Variationen als
Funktion der räumlichen Größenordnung angibt.
Innerhalb dieses Formalismusses, wird die relative Fluktion der Massendichte
errechnet mit:
:$\backslash delta(\backslash vec\{x\})\; \backslash equiv\; \backslash frac\{\backslash rho(\backslash vec\{x\})\}\{\backslash bar\{\backslash rho\}\}$
- 1 = \sum_k \delta_k e^{i\vec{k} \cdot \vec{x}}
$\backslash bar\{\backslash rho\}$ entspricht der durchschnittlichen Massendichte.
Viele Inflationsmodelle sagen ein voraus, dass die Fluktuationen
einem Potenzgesetz folgen, in dem
:$P\_s(k)\; \backslash propto\; k^n$
wobei $k$ die Wellenzahl der Fluktuationen in
Mpc⁻¹ ist und
:$P(k)\; \backslash equiv\; |\backslash delta\_k|^2$.
Für skalare Fluktuationen, bezeichnet $n\; +\; 1$ den
skalaren_Index. Das $n\; =\; 0$ Modell entspricht
skaleninvarianten Fluktuationen.

Adiabatische Fluktuationen

Adiabatische Fluktuationen sind Dichteschwankungen von allen
Formen der Materie oder Energie, die anteilig gleichermaßen verdichtet werden. Z.B. korrespondiert eine adiabatischen Verdichtung von Photonen um den Faktor 2 mit ein Verdichtung von Elektronen um den gleichen Faktor.
Die Dichteschwankungen für eine Komponente müssen nicht zwangsläufig mit
Dichteschwankungen in anderen Komponenten korrespondieren. Obwohl man annimmt, dass die Fluktuationen adiabatisch sind, deuten aktuelle Messungen darauf hin, dass unkorrelierte Dichteschwankungen vorhanden waren. Unkorrelierte
Dunkle-Materie-Schwingungsmodi werden jedoch für unwahrscheinlich
gehalten.

Tensormoden

Die Existenz von Tensor-Fluktuationen (in Form von Gravitationswellen)
wird von vielen Inflationsmodellen vorhergesagt. Wie bei skalaren
Fluktuationen, gehorchen Tensor-Fluktuationen einem Potenzgesetz, mit dem
Tensor-Index (analog zum
Skalar-Index) und dem Verhältnis von Tensor- zur Skalar-Leistungsdichte als
Parameter.

Siehe auch

• Hintergrundstrahlung]
•_Universum/'>Inflationäres_Universum]
•_des_Kosmos]
•_]
• des Kosmos]
• Crotty, Patrick, "http://xxx.lanl.gov/abs/astro-ph/0306286 Bounds on
isocurvature perturbations from CMB and LSS data". Physical Review Letters
(Englisch).
* Linde, Andrei, "http://xxx.lanl.gov/abs/gr-qc/9508019 Quantum
Cosmology and the Structure of Inflationary Universe]". Invited talk (Englisch).
* Peiris, Hiranya, "[http://xxx.lanl.gov/abs/astro-ph/0302225 First Year
Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Implications for
Inflation]". Astrophysical Journal (Englisch).
* Tegmark, Max, "http://xxx.lanl.gov/abs/astro-ph/0310723 Cosmological parameters from SDSS
and WMAP]". Physical Review D (Englisch).

Category:Kosmologie

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