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2021-05-12T20:14:32Z

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'''Primordiale Fluktuationen''' sind Dichtevariationen im frühen Universum, welche als Ursprung der [[Struktur des Kosmos|Struktur]] des Universums betrachtet werden. Diese Variationen haben ihre Ursache in den [[Vakuumfluktuation]]en und wuchsen mit der schnellen Expansion während der [[Inflation (Kosmologie)|Inflation des Universums]]. Man vermutet, dass sich das [[Universum]] vor der Inflation im [[Thermodynamisches Gleichgewicht|thermodynamischen Gleichgewicht]] befunden hat. Daher wäre das Universum ohne diese Fluktuationen komplett [[Homogenität (Physik)|homogen]] und es hätten sich keine [[Galaxie]]n und [[Galaxienhaufen]] gebildet.

Beobachtungen der [[Kosmische Hintergrundstrahlung|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 Theorie der Inflation beschränken.

== Formalismus ==

Primordiale Fluktuationen werden üblicherweise mit der [[Spektrale Leistungsdichte|spektralen Leistungsdichte]] quantifiziert, welche die Stärke der Variationen als Funktion der räumlichen Größenordnung angibt. Innerhalb dieses Formalismus wird die relative Fluktuation der Massendichte errechnet mit:
: <math>\delta(\vec{x}) \equiv \frac{\rho(\vec{x})}{\bar{\rho}}
- 1 = \sum_k \delta_k e^{i\vec{k} \cdot \vec{x}}</math>
<math>\bar{\rho}</math> entspricht der durchschnittlichen Massendichte.
Viele Inflationsmodelle sagen voraus, dass die Fluktuationen einem [[Potenzfunktion|Potenzgesetz]] folgen, in dem
: <math>P_s(k) \propto k^n</math>,
wobei <math>k</math> die [[Wellenzahl]] der Fluktuationen in
[[Megaparsec|Mpc]]<sup>−1</sup> ist und
: <math>P(k) \equiv |\delta_k|^2</math>.
Für skalare Fluktuationen bezeichnet <math>n + 1</math> den
[[Skalarer Index|skalaren Index]]. Das Modell mit <math>n = 0</math> entspricht
[[Skaleninvarianz|skaleninvarianten]] Fluktuationen.

== Adiabatische Fluktuationen ==

[[Adiabatisch]]e Fluktuationen sind Dichteschwankungen von allen Formen der [[Materie (Physik)|Materie]] oder [[Energie]], die anteilig gleichermaßen verdichtet werden. z. B. korrespondiert eine adiabatische Verdichtung von [[Photon]]en um den Faktor 2 mit einer Verdichtung von [[Elektron]]en 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|Dunkle-Materie]]-Schwingungs[[moden]] werden jedoch für unwahrscheinlich gehalten.

== Tensormoden ==

Die Existenz von [[Tensor-Fluktuation]]en (in Form von [[Gravitationswelle]]n) wird von vielen Inflationsmodellen vorhergesagt. Wie skalare Fluktuationen gehorchen Tensor-Fluktuationen einem Potenzgesetz, mit dem Tensor-Index (analog zum Skalar-Index) und dem Verhältnis von Tensor- zur Skalar-Leistungsdichte als Parameter.

== Literatur ==
* Patrick Crotty: ''Bounds on isocurvature perturbations from CMB and LSS data''. In: ''Physical Review Letters'' (englisch) {{arXiv|astro-ph/0306286}}.
* [[Andrei Linde]]: ''Quantum Cosmology and the Structure of Inflationary Universe''. Invited talk (englisch) {{arXiv|gr-qc/9508019}}.
* Hiranya Peiris: ''First Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Implications for Inflation''. In: ''Astrophysical Journal'' (englisch) {{arXiv|astro-ph/0302225}}.
* Max Tegmark: ''Cosmological parameters from SDSS and WMAP''. In: ''Physical Review D'' (englisch) {{arXiv|astro-ph/0310723}}.

[[Kategorie:Kosmologie (Physik)]]

Primordiale Fluktuationen - Versionsgeschichte

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