The early universe [Elektronische Ressource] : probing primordial magnetic fields, dark matter models and the first supermassive black holes / put forward by Dominik R. G. Schleicher

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• Astronomie

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• Publié par: ruprecht-karls-universitat_heidelberg
• Publié le: 01 janvier 2009
• Nombre de lectures: 22
• Langue: Deutsch
• Poids de l'ouvrage: 7 Mo

Extrait

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R#0#$##":P $'0.D$.R&/0S.K/#""#(
P$'0.D$.M&%%-!&"B&$%#/+&((Zusammenfassung
DasZieldieserArbeitist,dasfruhe¨ UniversumzwischenRekombinationundReionisation
besser zu verstehen und neue Moglichk¨ eiten aufzuzeigen, es zu erforschen. Dies bet-
ri!t die Sternpopulation, die Physik im fruhen¨ Universum und die Entstehung der er-
sten supermassereichen Schwarzen Locher¨ . Mit Hilfe der von WMAP 5 gemessene op-
tische Tiefe der Reionisation wurden obere Schranken fur¨ die Stark¨ e von primordialen
MagnetfeldernsowiedieAnnihilationunddenZerfalldunklerMaterieundEinschrankun-¨
genfur¨ ModellederSternpopulationabgeleitet. DurchdenGammastrahlungs-undNeutri-
nohintergrund lassen sich weitere Modelleinschrankun¨ gen ableiten, die besonders fur¨
leichte dunkle Materie signifikant sind. Ferner wurde gezeigt, dass zukunftige¨ 21 cm
Beobachtungen wesentlich stark¨ ere Einschrankungen¨ an primordiale Magnetfeldstark¨ en
liefern. Um den Ursprung der ersten supermassereichen Schwarzen Locher¨ und ihrer
hohen Metallizitat¨ besser zu verstehen, wurde untersucht, wie sich diese mit ALMA
und JWST zwischen Rotverschiebung 5 und 15 beobachten lassen. Hierfur¨ wurden ver-
schiedene Beobachtungsgroßen¨ abgeschatzt¨ undklassifiziert, unddieAnzahlderverfug-¨
barenQuellenabgeschatzt.¨ TrotzgroßerUnsicherheiten istzuerwarten,dassmindestens
dreiineinemRaumwinkelentsprechend demHubble-Deep-Fieldgefundenwer-
den konnen.¨
Abstract
The goal of this work is to better understand the universe between recombination and
reionization and to outline new possibilities to explore it in more detail. This concerns
the stellar population, the physics of the early universe, and the formation of the first
supermassive black holes. With the reionization optical depth from WMAP 5, I derive
upper limits for the strength of primordial magnetic fields and dark matter annihilation
/ decay, as well as constraints for stellar population models. Further constraints can be
found fromthegamma-rayandneutrino background, whichruleouts-waveannihilation
of light dark matter. It was shown that future 21 cm observations will constrain primor-
dial magnetic fields even further. To improve our understanding of the origin of the first
supermassive black holes and their high metallicity, I explore how they can be observed
with ALMA and JWST between redshift 5 and 15. For this purpose, I estimated and
classified the available observables, and I provide several independent estimates for the
expected number of high-redshift black holes. In spite of large model uncertainties, one
canexpectto findatleastafewsourcesinasolidanglesimilartotheHubble-Deep-Field.F¨urmeine ElternContents
ListofFigures vii
ListofTables xv
1 Introduction 1
1.1 Thetimeline of cosmology . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1
1.1.1 Fromthe BigBang tocosmic recombination . . . . . . . . . . . . . . . . . 2
1.1.2 Fromthe postrecombination epoch to cosmic reionization . . . . . . . . . . 5
1.2 Openquestions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8
1.2.1 Primordial magnetic fields . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
1.2.2 Darkmatter decay /annihilation scenarios . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13
1.2.3 Implications for the first stars . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16
1.3 Probing the early universe . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17
2 Reionization-Aprobeforthestellarpopulationandthephysicsoftheearlyuniverse 19
2.1 Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19
2.2 Reionization inthe early universe . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22
2.2.1 TheRECFASTcode . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22
2.2.2 Thegeneralized filtering mass . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25
2.2.3 Stellar feedback . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26
2.2.4 Models for the stellar population . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27
2.3 Thee!ectof magnetic fields onthe IGM . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29
2.3.1 Ambipolar di!usion heating . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29
2.3.2 Decaying MHDturbulence . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30
2.3.3 Theevolution ofthe IGM . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30
2.4 Implications fromthe dark sector . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 32
2.4.1 DarkMatter annihilation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 32
2.4.2 DarkMatter decay . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33
2.4.3 Darkstars . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34
2.5 Constraining the parameter space withWMAP5 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35
iiiCONTENTS
2.5.1 Stellar reionization with and without primordial magnetic fields . . . . . . . 35
2.5.2 Dark scenarios . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 38
2.6 Conclusions and outlook . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39
3 Influenceofprimordialmagneticfieldson21cmemission 43
3.1 Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43
3.2 The evolution ofthe IGM . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 45
3.2.1 TheRECFASTcode . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 45
3.2.2 Heating due toprimordial magnetic fields . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 48
3.2.3 The filtering mass scale and stellar feedback . . . . . . . . . . . . . . . . . . 49
3.3 The 21cmbackground . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 50
3.3.1 Thespin temperature . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51
3.3.2 Thebuild-up of aLyman-!background . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 54
3.3.3 21 cm fluctuations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 56
3.4 The evolution oflinear perturbations in the dark ages . . . . . . . . . . . . . . . . . 57
3.5 The 21cmpower spectrum . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 59
3.6 Discussion and outlook . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 61
4 ThechemistryoftheearlyuniverseanditssignaturesintheCMB 63
4.1 Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 63
4.2 Imprints from primordial molecules onthe CMB . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 65
4.3 Recombination and the formation ofmolecules inthe early universe . . . . . . . . . 67
4.3.1 Hydrogen recombination . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 67
4.3.2 H chemistry . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 692
4.3.3 Deuterium chemistry . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 70
+4.3.4 HeH chemistry . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 70
4.4 The chemical network . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 71
4.5 The numerical algorithm . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 72
4.6 Results fromthe molecular network . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 74
4.7 E!ects ofdi!erent species on the cosmic microwave background . . . . . . . . . . . 79
4.7.1 Molecular lines . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 79
4.7.2 Thenegative hydrogen ion. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 80
4.7.3 Thenegative helium ion. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 82
+4.7.4 Photodissociation ofHeH . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 83
4.7.5 Observational relevance and results . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 83
4.8 Discussion and outlook . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 87
iv