By careful investigation of relic left on the cosmic scene we have very good evidence and constraints on what has occurred since the beginning of the Universe. This talk reviews the evidence including images and information from the very first light about the early universe and its subsequent development

Thank you, it’s good to be here, and while we’re setting up I can make a few comments. It’s particularly good to be here with the students and the students here are all at a major physician point in their life. Up until you’re about your first year graduate school, you spend all your time learning science. And then somewhere around the first year of grad school you begin to spend all your time learning how to do science. And so Riccardo Giacconi just spent a good fraction of his talk telling you about how to do science and I’m going to come back hopefully in a second and talk to you about learning some science. But the doing of the science is also an important lesson. I also wanted to play some music for you, if I can get it started. This is music appropriate for Germany, this is from Hildegard von Bingen and I think this was composed in 1098. It’s just to give you a little background for what we’re going to talk about in this talk. I have to say besides, having had a lot of influence in the whole field and everything, Riccardo Giacconi a number of times before had a big impact on my life. The first time was with the HEAO satellite, the High Energy Astrophysics Observatories, the first one was Einstein. He was a powerful leader and from a powerful group, they got to be on the first satellite that went up and they ran a little late and then I was in a very weak group. We were in HEAO 3, that got cancelled when the Viking Land Rover ran so much. And so instead of doing 2 experiments at once, I got to move into a new area, which was because of my microwave background. But the second time he had a tremendous influence on my life was after he took over the Space Telescope Science Institute and he had the idea, the most important thing he could do was hire in good scientists and let them do both technical jobs and scientific jobs. And since I was coming to work down the street to Goddard all the time and commuting across the country, he offered the opportunity to come and work at the Space Telescope Science Institute 50% time and work on the satellite 50% time, again 2 jobs. This is a lesson to the students, you should be doing 2 experiments. And when I went and saw the place I was very impressed, but when I went into his office and he interviewed me and the interview was mostly telling me about all the good things I was going to do, which was great, but I realised that that 50% time was 20 hours a day and I didn’t think I could quite handle that. So I stayed at the university, so I never grew up and went out into the space. Anyway, we’ll turn the music down a bit and get on with what I want to talk about, which is some of the things that we know about the universe and cosmology. And as Riccardo says there was a lot of knowledge that we didn’t, most of the knowledge in astronomy we haven’t had, except for the last 100 years. And in cosmology most of the real understanding we have is on average 10 years old. In fact we’re coming up to the 10th anniversary of the discovery that the universe is accelerating. But what I want to talk about is, how we actually have some idea and some concepts about, how the universe is evolving, and what we kind of know at this time, and what serious problems there are left for us to solve. So I thought I’d cast it in a simple form. And that is that the kind of stuff we do is, in cosmology, is like forensic science: you go to a crime scene and you gather evidence and you try and interpret this evidence and make up models and then look for more evidence and so forth. And most of it you do at the crime scene but you do it well after the event took place. We’re trying to see the beginning of the universe. We’ve looked for the relics and so forth, so we look around this room and we say what material is in this room, what things are in this room? We have to be able to explain that as well as everything else. There’s a whole sequence of things we’re doing, but let me show you one of the pictures that is most famous. I thought that Riccardo would show it to you. This is the Hubble Space Telescope Ultra Deep Field and in this picture you can identify 4 stars very easily, they’re very characteristic. These things with the pluses on them, and in the background you see a couple of thousand galaxies. So one of the questions that you have when you look at a galaxy like this one, which looks very much like our own galaxy, are there intelligent beings who are asking the same questions we are? Where did the universe come from, how can we explain it? Now there are a few that have turned their telescope towards our galaxy trying to see what's going on over here. But the other question is how come there’s so many galaxies? If you had, you know, more cloud even than Riccardo had and you could take the telescope and survey the whole sky, you would see that you could make pictures of over one hundred billion galaxies. Why would you make a hundred billion galaxies? And I hope to tell you that we have an answer that makes sense, for why there’s so many galaxies. And why, even if you were just trying to make the earth for men, you just need the solar system, well, maybe just a galaxy, but hundred billion galaxies seems overkill, but it turns out there maybe is a good reason for doing that. And then there are other questions like: How are the galaxies distributed? Why are some of these galaxies yellow like our sun, why do some look sort of white and blue? And it turns out the ones that are white and blue tend to be further away and that means the redshift is greater. You would think they would actually be redder, but in fact they’re…, and it’s a hint that the universe is changing and evolving. Ok, so what is our primary tool for investigating the cosmic scene, what is our long-term goal? And that is, the advantage that the universe is an optical delay line, that is the distances in the universe are so great that light takes anywhere from seconds to tens of years, thousands of years, billions of year to get to us. So we put ourselves conveniently in the centre of this map, that’s the way you usually do it and that’s how GPS does it, so here’s the earth, we look at the moon and it´s a light second away, so I take a picture of the moon, this is what the moon looked like a second ago, no big deal, it´s not ancient history. If I go out to Jupiter it´s 40 minutes ago, not such a big difference although you can notice that when you do the calculations the moons aren’t quite in the right place. But if you go to the nearest set of stars, the nearest 40 or 50 stars, you’re looking 10 years, you’re seeing what's going on 10 years ago. Looking at Andromeda it takes light 2 billion years to get here, take a picture of the earth 2 million years ago you don’t even see, there’s no evidence of humans because there were no humans. And so you´re starting to realise you have a time machine, that you can look back into the past, and with Hubble we’re looking at sort of this distance. And the question is how far can you look out? As you look out in greater distances, you get the distance divided by the speed of light, that’s how far back in time you´re looking. If the universe is expanding, we know that when we go back to earlier times it was therefore denser because everything was closer together and it was also hotter, because we now know there’s a relic radiation. And as you compress the universe, the wavelengths get shorter and the temperature gets higher. And so if you go back to where the universe was a thousand times smaller, it would be a thousand times hotter and it would be as hot as the surface of the sun and the entire universe was ionised. And that’s like a fog bank which you can’t see any further then. And that’s what's represented out here near the centre thing. And if you could see further back, this little bit, I’ll show it a little better, this little thin piece that would be the very beginning of time as far as our usual calculation. So this is a funny picture, the earth is in the centre at the beginning of time and the universe is all around us in a finite distance. So here’s the artistic conception, we live in a nice spiral galaxy, it´s all modern and impressive looking, if we look out a certain distance, if we look out to a certain sphere in time, we see these beautiful kind of galaxies you see with the Hubble space telescope pictures, and many of them are spiral galaxies, a few are elliptical, this is not quite in balance, they’re roughly 50/50, this is sort of a drawing and it´s kind of hard. If we look out a little further, we start seeing that there are more primeval galaxies and there should be more of them in here, they’re sort of irregular shape and so forth, we know now that they merge together, they evolve and merge together and build up to bigger galaxies and that’s how you get elliptical and spiral galaxies in the future. But if we look out to the greatest possible distance, then we see the structure which is the relic radiation from the very beginning of the universe and that’s what I spent a lot of my time after I, well, when I was going to go and work with Riccardo, that’s what I was doing for many years, but before, when we were colliding on HEAO, I was doing 2 things at once and then I switched to doing this mostly full time. And so the idea that we want to have is that we’d like to see the very beginning of time, but the idea we have for cosmology is, you like to see samples of a whole bunch of circle shells around us, and therefore trace out the entire history of the universe. And right now we have sort of 2 sets of shells very good, we have this last scattering surface of the universe and we have this intermediate region where we have some surveys that cover quite a lot. But we hope to go in the future and look into these intermediate regions and actually have samples, we have partial samples but it’s very limited. Ok, so looking back to the very beginning of time, we’ve had a series of cosmic microwave background missions, the cosmic microwave background is what happens to this light that was like the sun, when you let the universe expand to a thousand, the wavelength of the light is stretched by a factor of thousand and it moves from the visible down into the microwave region. So in November of 1989 we launched the COBE satellite and with that we made sort of low resolution pictures of the world and then in 2000 WMAP was launched, and a couple of years later, well, 3 years later we started to have higher resolution maps of the world, but when you combine the frequencies, which are at longer wavelengths, in order to subtract away the confusing signal from our own galaxy you get a slightly poorer resolution, and we hope here at the end of this year, although I think it will be in February of next year, to launch the Max Planck mission and it will have many frequencies and much higher angular resolution and so forth, and to me this is the way a satellite should look, the stealth version of a satellite means you got the technology right. And we hope to launch that and have very high resolution, even when we subtract the foreground, and the smudgy stuff is we’re hoping to add very precise information about the linear polarisation of the microwave background which is something we know must occur, and that we have a second hope that it actually might show evidence of the actual beginning of the universe. But we know there must exist some polarisation just from the fact we see the temperature variations. So that’s where we are. And just to show you how this goes: here is a map of the entire sky. So you’ve taken the globe and smashed it flat to see it, with the COBE DMR, with the … galaxy removed, and you can see large-scale warm and cool spots spread around the sky. If the satellite had flown upside down, pointed towards the earth instead of away from the earth, we would have got a map of the earth that looked roughly like this. That is you can pick out the continent and you're not missing any major thing except Germany is a little hard to pick out in here. But you know it’s giving you an idea of what the world might look like. However, with WMAP we have an angular resolution that gives us the sky that looks like that, and this is actually in Planck resolution but WMAP doesn’t, the pixels are still that way. But you see the same sort of large scale structure, but you see some more fine scale features. This map looks very different than a map of the earth that would be in Planck resolution. So I always say I would love to have been a geologist, you know, in the 1800’s with this map, because I could do great geology, plate tectonics, just look at this mid Atlantic ridge, the shape of Africa, it´s really clear there are some non-linear effects going on in the universe that cause the phases to line up and give you these sharp edges and these coherent features over the large scales. Yet when you look at the pictures of the early universe, it looks like pretty much random Gaussian fields. And we do the test, the very high order it is and we’re down to about 10 to the minus 3, that is a tenth of a percent that things are Gaussian, but we’re looking to fine little non Gaussian features, because they would tell us something about the actual forces that were involved in the creation of space time, and that’s where the fields were gone, we’re going to the next level in the field at this point. So we have this model of the universe which on the surface is pretty strange, but is actually pretty wonderful and is sort of our Standard Model over the way cosmology goes, the universe starts with this period we call inflation, which is a rapidly accelerating period of expansion that drives the rate of expansion of the universe up to a very high level. Then there’s a phased transition or some kind of a transition and the universe is no longer driven to accelerate and gravity takes hold and begins to decelerate the universe and structure forms. And this period from the time when the universe gets cool enough that the light is free to come to us in the future and the time when the first structure forms and the first stars turn on and the first galaxies are made and light begins, we call this the dark ages, because there wasn’t any light besides the relic radiation as far as we know. And then you see this first generation of stars and galaxies and they slowly emerge and evolve and develop burning the primordial elements into the more complicated elements, the carbon, nitrogen, oxygen, iron, the things that we really love because we’re made out of them. And eventually you get the modern kind of galaxies that we see. And when you sort of trace the history of the universe, it´s rapid accelerating expansion and then it slows down, exaggerated. And then for some reason the universe has decided to pick up speed and expand more rapidly, and that’s what we call the dark energy. And it’s the interplay of the various pieces, the various components of the universe, we think of the galaxies not as important things but as tracers to see how the great fluid flow of the universe, like you put smoke in order to see the flow over a supersonic surface or something like that. The galaxies are kind of tracers of the flow of the entire development of the universe. And we can now write confidently down that we know the beginning of the universe was 13.7 billion years with an error that’s less than 1%, which is kind of scary because it means your systematic errors have to do with whether you understand the theory properly, because the data is getting precise enough to let you do that. So while we were busy making measurements of the very earliest part of the universe, sort of the initial conditions to try and run through our different equations to see what would happen later, people have been making measurements of the nearby, and like that Hubble picture where you take a picture, you can figure out which are stars and which are galaxies, so you can say, ok, well, I don’t see the trees but I see the forests and you count up the forest, it´s kind of the way you're seeing, you can count up where the galaxies are. So this is a Sloan Digital Sky Survey, so there is flooded on here the location of about a million galaxies, every one of these points, there’s some blue points and some red points. That just has to do with, you take pictures, you evaluate them and you throw away the stars, you look at the ones that are galaxies and you estimate what their 3-dimensional position is, you’ve got 2 of them by the angle and you have to estimate the distance and you do that in a couple of different ways and then you plot it and so forth. So again, we put the earth in the centre and what you see is something like the great wall, another fairly substantial wall, voids and so forth and then a tailing off, not because the galaxies are going away but because your telescope isn’t powerful enough to see that far, because the galaxies are so far away they’re looking faint. And then you let the telescope take the picture and then the earth rotates and you take another picture and so forth, so you get this pie-shaped wedge across the sky. Then you tip the telescope to another angle and you get a new pie-shaped wedge across the sky. So now I’m going to show you a little rotating movie of this version, hopefully, and you can see the wedges from this sky survey, you can see the great wall, you can see the voids, and remember what you´re seeing here is just a few wedges, this region that’s missed here in the middle is because the plain of our own galaxy gets in the way. We live in a spiral galaxy, we can’t see through a lot of the galaxy and the optical wavelength. But this gives you sort of an idea of what goes on. So this is a Sloan Digital Sky Survey. There was another big survey which was done mostly by European groups, called the 2-Degree Field of View, now it´s 6-Degree Field of View, we’re going to fly through it, this is just rotating it, now we’re going to do a flight through and you see a very different picture when you´re in it than when your outside of it, looking towards it. So in here every time we know something about the galaxy, the spiral galaxy and the colour we put in a spiral galaxy, that colour or an elliptical colour, so now we’re going at warp factor million, remember that light takes millions of years to get between a galaxy and yet they’re going by one a second or faster, but you can see how the universe looks if you were flying through it very rapidly. Now we go outside of the survey zone and go and swing around and look back. It takes a little while, the universe is really big. And even at warp factor a million. Now you can see the wedges from just doing the surveys and you can see the great wall actually extends, this is a different wedge but the great wall shows up here in this wedge also, that you’ve got to start asking yourself: How can there be a great wall? How can there be voids? How can there be the great wall, how does this all fit together? Here are regions with almost no galaxies, here are regions with many thousands to millions of galaxies, how did that come into being. I guess this is enough. So now we go to our computers and make up models, start with the initial conditions that we have from the cosmic microwave background and run them in our computers and try and do that and we find we had to add additional components, and one of the additional components we have to add is dark matter. So at the end I’ll show you how the simulation is built up by showing a simulation of dark matter alone. And in this simulation that I’m going to show you, which is done at the Max Planck institute in Garching, and when you look on the very large scale, the universe looks very uniform. Very much like the carpet on the stage does here. When you look more deeply at the carpet on the stage, you find it´s made of a lot of different tufts. It´s pretty regulated woven. Here you’ll see it´s not so regularly woven: If you go in there are random fluctuations, there are filaments. And what we think happens is the dark matter dominates and the dark matter is actually freed up because it doesn’t interact with the photons, except gravitationally. It´s freed up and it begins to form this cosmic framework or backbone or web and then later on when the ordinary matter is released, it falls into these webs. So the ordinary matter, when it turns on, is shown in these yellow colours and you’ll recognise those as galaxies. That’s what we think. So here’s the simulation of a billion particles done on the millennium calculations, and 1 gigaparsec in verse age is roughly 5 billion light years, so now we’re going down and it’s a good fraction of the universe, and we’re going to zoom in, you see all these filaments, it looks like an organic structure, we’re going to zoom in on this region, this is a giant cluster of galaxies which has somewhere between a hundred thousand and a million galaxies in it, it´s really quite substantial. We live in the boonies, we don’t live in the centre of the solar system, we don’t live in the centre of the galaxy, the cluster of galaxies we’re in is very small, if we lived in a galaxy like this, the night sky would be impressive and so forth, but we live in, you know, just sort of a backwater and it´s kind of interesting. So this white stuff there is the framework, that’s the dark matter, but this yellow is all the shining light and this distance here is about the distance between us and Andromeda. So in here this is really intense kind of a region, and these are the kind of clusters that show up as a really bright x-ray, gamma ray source even. So we’re going to zoom back out quickly, so you can get a feel for what it looks like, and you see you have a very different perspective when you´re like God and you look at it from the outside than when you´re stuck on the inside flying around. I’ll show you a fly-around in a second. Volker Springel was the leader of the group that did that. There are several different simulations that are done. So now we’re going to do the same simulation and fly through it, again warp factor a million, and remember the white is the dark matter, which you normally cannot see, it is actually the dominant form of the mass that’s out there, but we see the lights. It´s sort of like if you´re in the US and you drive through the desert and Las Vegas is in the distance, you see these bright lights, you see them much further away that you ever imagine and it doesn’t mean there isn’t mass and other stuff around, it´s just where the bright lights have to be. But in fact the bright lights are kind of trapped to be where most of the mass is. So this goes around and of course people are fascinated by the bright lights and so they go to the big objects, but you can see the way these form, there are various filaments and where a lot of filaments intersect, then you get a very huge cluster of galaxies. And where there’s just a simple set of filaments you get sort of a chain of galaxies or a chain of clusters of galaxies that are coming along because generally galaxies are in small groups, there’s not so many that are just there by themselves. Let me skip over on this because we don’t want to run over. Let me show you the simple version of the simulation, this is done on the Illinois computer by people from Andrey V. Kravtsov, who is at the University of Chicago, and so there is 2 things that I have to tell you about. The universe is expanding, so in these pictures I don’t show you the universe expanding, keep re-scaling the size of the box that we’re looking at so that it stays constant, so we call that a co-moving volume. And the other factor we have is this factor that astronomers unfortunately call Z, but 1 plus Z is the scale size of the universe today compared to the scale size of the universe at the time we’re looking at it. So we’re going to start only after the universe has got to be about 30 times, 1/3 of the size it is today, and why is that? Well, we started with very tiny perturbations, the fluctuations we see turn out to be very hard to see because they’re roughly at a part hundred thousand level and the universe had to start way back at a red shift of more than 10 to the fourth starting to clump the dark matter and the dark matter is clumping and clumping, but the growth is linear because gravity is pulling what the expansion of the universe is pulling apart, so instead of growing exponentially, if you add some matter, more gravity, add more in the formation of the solar system, you get exponential growth but since you´re fighting the expansion of the universe, you get linear growth with the expansion of the universe. So the time from when the universe was ten thousands of its size to when it was a third of its size, nothing much happens because the universe is so uniform that the growth is so small that it´s not worth seeing and so we’ll start this simulation there and you’ll see what happens. If I can click on it, you see lumps start to form and those lumps start merging and they start forming filaments, and then the filaments start connecting to each other, and if you actually watch carefully there’s a little bit of slow flow down the filament, that if you had hundreds of billions of years you're going to see things slowly trickle down the filaments and go towards the intersections. So here it is running again, and then a strange thing happens, which we didn’t notice at the time. But now when we do the simulations we can. That roughly, when the universe is about here, half its size, the formation of structure that’s even larger in this …, it ceases to happen. And that’s because the universe now decides it´s going to be expanding much more rapidly than it was, and the larger scale structure loses to the more rapid expansion of the universe and it shuts it off. And so that’s why clusters, those very large clusters, are so interesting. Those are the largest things that have ever formed and, you know, that are going to actually turn out to turn on at night so that we can see them with optical astronomy. Ok, so we have a self consistent story here where we can start with fluctuations. We see when the universe is very small. Equivalent to you when you were 12 hours old after conception. And we run our equations and motion forward, simple Newtonian gravity and then expanding universe. You can use general theory or Newtonian gravity, it doesn’t matter, you get the same answer - and we come forward, we find this filament restructure that seems to explain the large scale structure, of course we’d like to do more galaxy surveys and fill it all out and fill up the intermediate regions so we can see it. And we have some spots where we have intermediate tests, so we’re making a lot of progress and we can kind of check that. And so this picture seems to be pretty good, we’ve got good measurements here, we have a few sample measurements through here and we have very good measurements here and they all fit together in sort of a nice way, so we got a great situation and we have, in order to explain this, we just add a few things, all the matter that we know and love, that we teach you about in school, that’s in this 4%-slice here. And then there’s this dark matter and this dark energy which make up the other 95% of the universe, And so those people who know what the US dollar looks like, there’s this symbol that’s on the US dollar, which people said that certain secret organisation had installed on there, because they weren’t telling us and in fact they were right, there’s all these invisible atoms and there’s the cold dark matter and the dark energy, there’s the whole new order. But all these things are new physics that we have to know but it´s new physics that we absolutely require in order to make the universe we see around us, that’s the problem. So it’s kind of exciting and it’s kind of an interesting thing. So now I want to make a transition so I have to do a joke, so I’m going to tell you a joke about a physicist on Valentine’s day. So you have to set it up, every Friday a physicist after work has a tradition, he goes down to an ice cream parlour and he sits next to the last seat in a row and he turns to the last seat which is empty and he asks an imaginary girl if he can buy her an ice cream cone. Well, the owner, you know, he’s used to the weird university types and especially the physicists, so he just shakes his head and doesn’t say anything. But when Valentine’s day comes, the physicist is particularly distraught and makes a really outstanding plea, and so the owner can’t contain himself and he asks: And so the physicist explains to him that the vacuum is not empty at all, quantum mechanics tells you there’s all kind of virtual particles in there and that there is a finite probability that the wave function of a beautiful intelligent girl who likes the physicist could appear on the stool next to him and be made real, and therefore life would be pretty good. So it might happen, it´s a low probability but it might happen. And so the owner raises his eyebrows because he says: couldn’t you just ask one of the girls who comes here every Friday night, too, you know, and buy her an ice cream? She might say yes”. And the physicist says: “What's the chances of that happening?” Right, well, we know the chances aren’t that high. But it is more likely than the girl actually materialising, although you might get a better girl that way, but you know a real girl is probably better than an imaginary girl. But now we’ve got to apply that - the reason I set this up is because now we’re going to make the universe, we’re going to realise the wave function of the universe and it´s going to be made real and the accelerating expansion in the early universe is a horizon and it is – when you have a very sharp gradient, you know you get tunnelling, that’s how you eject electrons into electron gun, or any time you have a very high gradient of a potential field, including the acceleration of the universe, you have quantum tunnelling and you make things happen. So I claim that this picture we see of the early universe, these fluctuations, they are quantum fluctuations which have been blown up now to be cosmologically significant sizes. The universe has expanded submicroscopic things by at least 60 orders of magnitude, so it’s taken some things that are 10 to the minus 30 centimetres and made them to 10 of the 30 centimetres. And one of those quantum fluctuations happens to be our galaxy, one of the ones that was small and late – it didn’t get stretched as much so it only got to be as big as a galaxy. And in fact if you think about how many quantum fluctuations there are in a vacuum, in something that’s very tiny compared to the size of the atom, there’s hundreds of billions. And so when you take and make those quantum fluctuations real, you get hundreds of billions of galaxies, very simple, right? I mean it´s hard not to get them, you´re God and you´re making the universe, it´s hard to make just one galaxy, it´s much easier to make billions of galaxies. And so that’s our picture. And now I’m going to show you 2 dimensions out of 3 of what would happen to our single dense lump if we had one quantum fluctuation in the universe, you will find that this lump, I make sort of Gaussian shape because it’s a nice handy thing, it starts expanding as the universe is going on, this is becoming a coordinate and the reason that there’s a circle wave going out from it, it´s actually sort of like that, is the photon pressure is so high that the photons start moving out but they interact with the electrons and therefore the baryons, and they push the whole thing out, just like the sun is expanding. And so you can think of this thing, this is the central lump which is an adiabatic fluctuation, that is a certain amount of dark matter or certain amount of ordinary matter and photons and neutrinos and gravity waves. Some of them stream out at the speed of light because they don’t interact, but the light and the matter interact and so it spreads out as a big sphere just like the sun spreads out as a big sphere but the dark matter doesn’t feel that pressure so it just stays there in the lump. So let me look at that more carefully, go to 1 dimension and suppress, instead of 1 dimension suppress 2 dimensions and look at this radically and I’m going to have only a few fluid components, the dark matter, the ordinary matter in the form, we think of it as gas, electrons and plasma, electrons and the protons and so forth, the quarks, and the photons causing microwave background radiation, which dominates at that time - it´s so hot and so dense -, the neutrinos and the gravity waves won’t know because the gravity waves just shoot out at the speed of light. The neutrinos are actually unhindered a lot. So here they all have this sort of Gaussian lump and adiabatic, that’s because, if you put everything together, interactions are very rapid, you will get every degree of freedom excited equally and you will get just the right ratios of everything, everywhere in the universe. Ok so now let me try and start this and let’s see what happens. So here’s what’s going on, you see, let me stop it here at 400.000 years. You see the dark matter just slowly spreads out, I’ll run it again I hope, the dark matter fully spreads out. That’s why we want cold dark matter, we want the random thermal velocities of the dark matter to be low so that most of the dark matter stays in the lump and only the few out of the Maxwell-Boltzmann tails start flying away but the matter and the radiation stay extremely tightly coupled until we get to a redshift of about a thousand, roughly four hundred thousand years. You can calculate this very easily, very straightforwardly, this is definitely Freshman or Sophomore Physics that you can do. And at that point the universe forms neutral atoms and the photons no longer interact … to the last cross section, and the photons begin free-streaming and you have this density which makes a sort of a circular surface. And as the photons release the matter, the ordinary matter begins to fall into potential wells created by the dark matter, the framework that dark matter is going to make later on. But there’s a little bit of residual excess lump out here at roughly 450 million light years. So that would say, if I have a huge cluster of galaxies, I should be able to look around that cluster of galaxies and see a few percent extra, because it’s the surface of a sphere compared to the centre of the sphere. I should see a few percent extra galaxies at that distance. And in fact we do. There have been 3 reported measurements from the Sloan and from the Two Degree Field of View which shoots at roughly the 2-3% level extra galaxies sitting out there, because there’s such a large volume, you can get statistical significance. And now we’re proposing to have large scale surveys of this. But we also see this on the radiation. This is this lump that we’re going to see in the cosmic microwave background radiation. We’ll see around every big lump, which is going to be compressed and have extra hot radiation. We should see this spherical shape, which is roughly 450 million light years in radius, and that’s one of the features that show. And so you’ll see the neutrinos almost made it out but they don’t quite make it out, they’re free-streaming some but they get some lumps and bumps. And as you run the thing a little bit further forward, you find the ordinary matter pulls into the dark matter potential, but a little bit of the extra potential is left out here and it pulls the dark matter to it, so this is what I was telling you, you see the main cluster and then you see way out here a little excess circle shell around, and then statistically random there’ll be extra galaxies around there and they’re at a known distance, this co-moving distance of 450 million light years, so you see this feature happening and surveys will go on look for this feature. And if we start again, so you see how tightly the light and the matter are coupled until very late, and then they separate and go their own way. And so now we have a meter stick, good, I’ll just about make it, we have a meter stick that we can use to measure the universe with, we either measure distances by the brightness or we measure the distance by the angular diameter, these are, you know, we needed something whose size we knew and was big enough that we could see it across the universe. And we can see it back when the universe was a thousand times smaller, and we can see it when the universe is 10 times smaller and we can see it when the universe is 2 times smaller and so forth. So you can try and do the survey and measure the universe that way. So the first thing we can do is we can measure the geometry of the universe, we have a known distance and then we know that the universe could be curved. And so what happens, we’re going to make up a triangle which is made by the size of this lump, so imagine the sphere here, look at the edges of the sphere, like looking at the edges of the sun and measure the subtended angle. If the universe is positively curved like the surface of the earth, you start with 2 parallel lines of the equator, perpendicular to the equator, they will converge at the pole, they come together. When you project back using Euclidian geometry, you’ll think it looks bigger, the spot will look bigger on the sky. In Euclidian geometry you got a side, side, side, you know, the angles of the triangle, you know you can predict exactly what size it should be. And if the universe were funnel-shaped or saddle-shaped, the light rays will diverge as they go out, and so when you look at it this way and think about running light waves backwards, you see they would diverge and when you use Euclidian geometry, they look smaller. And so you can do simulations of what the sky should look like in terms of the size of the spots from open universe, a flat universe and a closed universe and when we first got our balloon data from the maximal experiment, I looked at the first map and I said “ah, the universe is flat”, and they said “you can’t tell that, we have to do the analysis”, and I said “well, I looked at the whole simulation, it looks just like the flat one”, and then we did the analysis and it was within 10% of flat, so, you know, it´s good to be prepared to know what you're going to see. So now we can go and measure it and it turns out the universe looks remarkably like the flat case, so that’s great for you students because you don’t have to learn hyperbolic geometry or worse and it´s easier to teach and so forth. So this is a little simulation of the angular power spectrum, this is the horizon and then the second horizon and so forth, and you can see, as you let the universe go from flat to open, you move from fluctuations around two hundred out to towards a thousand if it’s very open. But we know it´s not so very open. So you can take the data that we have as of, well, it was today but the 5 year WMAP data is out and I haven’t updated my slides, the WMAP makes the measurement of the first peak and the second peak and a little bit of the third and then the ACBAR experiment measures further out, so you see the first harmonic of that acoustic peak, the second, the third, the fourth, fifth and maybe even the sixth. You´re starting to do spectral analysis of the sky, and that means you have many more numbers and many more features and you can learn a lot, and you certainly can look here and there it is just near 1 degree on the sky, is the sound horizon size and that tells you the universe is very close to flat, just simple geometrical interpretation of what the universe is doing. So now you start doing spectral analysis and you try your models, you make simulations of the different universes and you say, what if I let the curvature go? It moves things left to right and adds this bump at low, large angular scales. What if you put dark energy in? Well, it doesn’t change it very much except largening the scales. You're not so sensitive there. What if you put ordinary matter in and you vary the amount of ordinary matter? It makes the first peak go up, the second peak go down, the third peak go up. What if you add total matter, dark matter? It makes every peak go up. So now I can distinguish between total matter and ordinary matter, and I see 4% ordinary matter and 20% something of the dark matter, and this is what Big Bang, or since this tells us back at 3 minutes from nuclear physics, tells us that it´s only 4% ordinary matter. And here we are using atomic physics and simple acoustic oscillations, the simple mechanical situation to find that it´s 4% again when the universe is 370.000 years old. And so we can start doing this and so what we’re doing, we can start making these scales of what the expansion rate of the universe is, we can start measuring the parameters of the universe with fairly great precision, I told you it was 13.7 billion years in 2003, there was an error of, you know, 20 thousand years on that, well, sorry, 20 million years on that. But you can also tell when, you know, the universe was 379 thousand years old when the radiation got loose, and you have the error bars on it and so forth. By 2006, and I haven’t made the 2008 one yet, because the data keeps changing, we gained significant smaller error bars and these kind of things, and we’re making progress and we’re hoping, when Planck goes up we’ll get tighter constraints and more cross checks in order to see that. So we’ve got the fingerprint of the universe, that was the first slide, the fingerprint, we compare the fingerprint and we throw it away and then we have the question: What is all that stuff out there that we had to have? And so what is it and where is all the rest of the matter? And I think for you students there are 8 big questions I think you guys have got to answer, so we’ll know the universe in more great detail. Thank you.

Vielen Dank. Es ist schön, hier zu sein, und während wir alles einrichten, kann ich ein paar Bemerkungen loswerden. Besonders schön ist es, hier bei den Studenten zu sein, und die Studenten hier sind alle an einem wichtigen Wendepunkt in ihrem Leben. Etwa bis zum ersten Jahr der Graduiertenschule verbringen Sie Ihre ganze Zeit damit, Wissenschaft zu lernen. Und dann, etwa um das erste Jahr in der Graduiertenschule, fangen Sie an, Ihre gesamte Zeit darauf zu verwenden, zu lernen, wie man Wissenschaft betreibt. Daher verwendete Riccardo Giacconi einen Gutteil seiner Rede darauf, Ihnen zu erzählen, wie man Wissenschaft betreibt, und ich werde hoffentlich in einer Sekunde darauf zurückkommen und Ihnen etwas über das Lernen von Wissenschaft erzählen. Aber auch das Betreiben von Wissenschaft ist eine wichtige Lektion. Ich wollte Ihnen auch ein bisschen Musik vorspielen…, wenn ich die Musik starten kann. Diese Musik ist passend für Deutschland, sie ist von Hildegard von Bingen und wurde, glaube ich, 1098 komponiert. Sie soll nur ein bisschen Hintergrund bilden für das, worüber ich in meinem Vortrag sprechen will. Ich muss sagen, dass Riccardo Giacconi, neben seinem großen Einfluss auf das gesamte Gebiet und überhaupt, schon häufiger zuvor einen großen Einfluss auf mein Leben hatte. Das erste Mal war das beim HEAO-Satelliten, den High Energy Astronomy Observatories, der zweite war Einstein. Er war eine einflussreiche Führungsperson und aus einer einflussreichen Gruppe, und sie bekamen einen Platz auf dem ersten Satelliten, der hochgeschossen wurde, und sie gerieten ein wenig in Verzug und außerdem war ich in einer sehr schwachen Gruppe. Wir waren in HEAO-3, der gestrichen wurde, als das mit dem Viking-Land-Rover viel zu lange dauerte. Und so musste ich, statt 2 Experimente auf einmal durchzuführen, in ein neues Gebiet wechseln, was an meinem Hintergrund auf dem Gebiet der Mikrowellen lag. Das zweite Mal nahm er einen enormen Einfluss auf mein Leben, nachdem er die Leitung des Space Telescope Science Institute übernommen hatte, und es ihm in den Sinn kam, dass seine wichtigste Aufgabe darin bestünde, gute Wissenschaftler anzuheuern und diese dann sowohl mit technischen als auch mit wissenschaftlichen Aufgaben zu betrauen. Und da ich ständig die Straße runter bei Goddard arbeitete und durch das ganze Land pendelte, bot er mir die Gelegenheit, Das ist etwas, was sich Studenten merken sollten, sie sollten 2 Experimente durchführen. Und als ich mir dann den Ort anschauen ging, war ich sehr beeindruckt, aber als ich dann in sein Büro kam und er ein Bewerbungsgespräch mit mir führte und er mir im Gespräch überwiegend von all den tollen Dingen erzählte, die ich machen würde, was großartig war, aber da wurde mir dabei bewusst, dass diese 50 % meiner Zeit aus 20 Stunden am Tag bestehen würden, und ich glaubte nicht, dass ich das schaffen würde. So blieb ich also an der Universität, und so wurde ich nie erwachsen und widmete mich den Dingen. Egal, wir machen die Musik ein wenig leiser und ich fahre mit dem fort, worüber ich sprechen möchte, und das sind ein paar der Dinge, die wir über das Universum und die Kosmologie wissen. Und wie Riccardo sagte, gab es eine Menge Wissen, das wir nicht hatten, den größten Teil des Wissens in der Astronomie haben wir erst in den letzten 100 Jahren erlangt. Und in der Kosmologie verstehen wir die meisten Dinge erst seit durchschnittlich 10 Jahren wirklich. Tatsächlich nähert sich gerade der 10. Geburtstag der Entdeckung, dass sich das Universum beschleunigt. Worüber ich aber sprechen möchte ist, wie wir tatsächlich zu den Ideen und Konzepten über die Entwicklung des Universums gekommen sind, und was im Moment als mehr oder weniger gesichert gilt, und welche schwerwiegenden Probleme wir immer noch lösen müssen. Und ich habe mich bemüht, das in eine einfache Form zu packen. Und die ist, dass das, was wir in der Kosmologie machen, mit der Forensik vergleichbar ist: Sie gehen zu einem Tatort und Sie sammeln Beweise und dann versuchen Sie, diese Beweise zu interpretieren und Modelle zu entwickeln, und dann suchen Sie nach weiteren Beweisen usw. Und das Meiste davon machen Sie am Tatort, aber Sie machen das lange nachdem das Ereignis stattgefunden hat. Wir versuchen, den Beginn des Universums zu sehen. Wir haben nach den Überresten gesucht und so weiter, und wir sehen uns in diesem Raum um und wir sagen, welches Material in diesem Raum ist, welche Dinge in diesem Raum sind. Wir müssen in der Lage sein, das zu erklären, genau wie alles andere. Es gibt eine ganze Abfolge von Dingen, die wir machen, aber lassen Sie mich Ihnen eines der Bilder zeigen, das am berühmtesten ist. Ich dachte, Riccardo würde es Ihnen zeigen. Dies ist das vom Hubble-Weltraumteleskop aufgenommene Hubble Ultra Deep Field und in diesem Bild können Sie leicht 4 Sterne ausmachen, sie sind sehr charakteristisch. Diese Dinge mit den Plusen daran und im Hintergrund sehen Sie einige Tausend Galaxien. Eine der Fragen, die Ihnen in den Sinn kommen, wenn Sie eine Galaxie wie diese betrachten, die der unseren sehr ähnlich sieht, lautet: Gibt es dort intelligente Wesen, die dieselben Fragen stellen wie wir? Woher kommt das Universum, wie können wir es erklären? Nun gibt es ein paar, die Ihre Teleskope auf unsere Galaxie gerichtet haben, und die versuchen zu erkennen, was hier vor sich geht. Aber die andere Frage lautet: Wie kommt es, dass es so viele Galaxien gibt? Wissen Sie, wenn Sie sogar mehr Einfluss als Riccardo hätten und das Teleskop nehmen und den ganzen Himmel untersuchen könnten, würden Sie sehen, dass Sie Aufnahmen von über Hundert Milliarden Galaxien machen könnten. Warum würden Sie Hundert Milliarden Galaxien erschaffen? Und ich hoffe, ich kann Ihnen sagen, dass wir eine sinnvolle Antwort auf die Frage haben, warum es so viele Galaxien gibt. Und warum, sogar wenn Sie nur versuchen, die Erde für die Menschen zu erschaffen, gut, Sie brauchen das Sonnensystem, vielleicht eine Galaxie, aber Hundert Milliarden Galaxien scheint ein wenig über das Ziel hinaus geschossen, aber es stellt sich heraus, dass es vielleicht einen sehr guten Grund dafür gibt. Und dann gibt es da noch andere Fragen wie: Wie sind die Galaxien verteilt? Warum sind manche Galaxien gelb wie unsere Sonne, warum sehen manche weiß oder blau aus? Und es stellt sich heraus, dass die weißen und blauen in der Regel weiter entfernt sind, was bedeutet, dass die Rotverschiebung stärker ist. Man sollte eigentlich denken, sie wären röter, aber tatsächlich sind sie… und das ist ein Hinweis darauf, dass sich das Universum ändert und entwickelt. OK, was ist also unser Hauptwerkzeug für die Untersuchung der kosmischen Szenerie, was ist unser langfristiges Ziel? Unser Vorteil ist, dass das Universum eine optische Verzögerungsstrecke ist, dass die Entfernungen im Weltall so groß sind, dass das Licht von Sekunden bis zu Jahrzehnten, Jahrtausenden, Milliarden von Jahren braucht, um uns zu erreichen. Wir selbst stellen uns bequemerweise in das Zentrum dieser Karte, so macht man das gewöhnlich, so funktioniert GPS. Hier ist also die Erde, wir betrachten den Mond und er ist eine Lichtsekunde entfernt, ich mache also eine Aufnahme vom Mond, diese zeigt, wie der Mond vor einer Sekunde aussah, keine große Sache, das ist nicht Alte Geschichte. Wenn Sie bis zum Jupiter gehen, sind das bereits 40 Minuten zuvor, kein allzu großer Unterschied, obwohl Sie merken können, dass sich die Monde nicht ganz am richtigen Ort befinden, wenn Sie Berechnungen anstellen. Aber wenn Sie zu den am nächsten gelegenen Sterngruppen gehen, den 40 oder 50 uns am nächsten liegenden Sternen, sehen Sie 10 Jahre zurück, Sie sehen, was vor 10 Jahren vor sich geht. Betrachten wir Andromeda, braucht das Licht 2 Millionen Jahre um hierher zu gelangen. Machen Sie eine Aufnahme von der Erde vor 2 Millionen Jahren und Sie sehen nicht einmal…, es gibt keine Spur vom Menschen, denn es gab keine Menschen. Und so dämmert Ihnen allmählich, dass Sie hier eine Zeitmaschine besitzen, dass Sie in die Vergangenheit zurücksehen können, und mit Hubble sehen wir ungefähr so weit. Und die Frage lautet, wie weit hinaus können wir sehen? Wenn Sie weiter hinaussehen, erhalten Sie die Entfernung geteilt durch die Lichtgeschwindigkeit, soweit zurück in die Vergangenheit sehen Sie. Wenn sich das Universum ausdehnt, wir wissen das, weil es dichter war, wenn wir zu früheren Zeiten zurückgehen, denn alles war näher zusammen, und es war auch heißer, denn wir wissen jetzt, dass es eine Reststrahlung gibt. Wenn Sie das Universum komprimieren, werden die Wellenlängen kürzer und die Temperatur steigt. Wenn Sie also dahin zurückkehren, wo das Universum tausend Mal kleiner war, wäre es auch tausend Mal heißer und es wäre so heiß wie die Sonnenoberfläche und das gesamte Universum war ionisiert. Das ist wie eine Nebelbank, die Ihnen den Blick weiter zurück versperrt. Und das wird hier nahe dem Ding im Zentrum dargestellt. Und wenn Sie weiter zurück sehen könnten, dieses kleine bisschen, Ich zeige es ein bisschen besser, dieses kleine dünne Stück wäre der Anfang der Zeit nach unserer herkömmlichen Berechnung. Das ist ein komisches Bild, die Erde liegt im Zentrum am Anfang der Zeit und das Universum umgibt uns zu allen Seiten in einer endlichen Entfernung. Hier ist also die künstlerische Vorstellung, wir leben in einer netten Spiralgalaxie, alles ist modern und sieht beeindruckend aus, wenn wir eine bestimmte Strecke hinaussehen, wenn wir auf eine bestimmte Sphäre der Zeit hinaussehen, sehen wir diese wunderschöne Art von Galaxien, die wir von den Bildern des Hubble-Weltraumteleskops kennen, und viele davon sind Spiralgalaxien, manche sind elliptisch, das Verhältnis hier stimmt nicht ganz, es beträgt ungefähr 50/50, dies ist eine Art Zeichnung und es ist schwierig darzustellen. Wenn wir etwas weiter hinaussehen, beginnen wir wahrzunehmen, dass es mehr urzeitliche Galaxien gibt und hier drinnen sollte es noch mehr davon geben, sie sind so etwas unregelmäßig geformt usw. Wir wissen jetzt, dass sie verschmelzen, sie entwickeln sich und verschmelzen miteinander und bilden so größere Galaxien und so erhalten Sie in der Zukunft die elliptischen und die Spiralgalaxien. Aber wenn wir die größtmögliche Entfernung hinaussehen, dann sehen wir die Struktur, bei der es sich um die Reststrahlung aus dem Anfang des Universums handelt, und damit verbringe ich eine Menge meiner Zeit nachdem ich…, gut, als ich anfing, mit Riccardo zu arbeiten, habe ich das viele Jahre getan, aber zuvor, als wir bei HEAO zusammentrafen, machte ich 2 Sachen auf einmal, und dann wechselte ich dazu, mich meistens Vollzeit hiermit zu beschäftigen. Und wovon wir uns eine Vorstellung machen möchten, ist, wir möchten den Anfang der Zeit sehen, aber die Vorstellung, die wir in der Kosmologie haben, ist, dass wir Beispiele aus einer ganzen Reihe von Sphären um uns herum sehen möchten, und daran die gesamte Geschichte des Universums ablesen können. Und im Moment haben wir so was wie 2 Sphären sehr gut abgedeckt, zum einem diese letzte, streuende Oberfläche des Universums und zum anderen diese mittlere Region, von der es einige Durchmusterungen gibt, die schon eine ganze Menge abdecken. In Zukunft werden wir uns jedoch mit diesen mittleren Regionen beschäftigen und tatsächliche Beispiele finden, wir haben Teilbeispiele, aber nur sehr begrenzt. OK, schauen wir zurück auf den Anfang der Zeit, es gab eine Reihe von Missionen zur kosmischen Mikrowellenhintergrundstrahlung, die kosmische Mikrowellenhintergrundstrahlung entsteht aus diesem Licht, das wie das Sonnenlicht war, wenn Sie das Universum um den Faktor 1000 ausdehnen, wird auch die Wellenlänge des Lichts um den Faktor 1000 gestreckt und verschiebt sich vom sichtbaren in den Mikrowellenbereich. Im November 1989 starteten wir den COBE-Satelliten und nahmen damit Bilder der Welt mit geringer Auflösung auf, dann 2000 wurde WMAP gestartet und ein paar Jahre später, nun, 3 Jahre später bekamen wir die ersten höher aufgelösten Bilder der Welt, aber wenn Sie die Frequenzen bei längeren Wellenlängen kombinieren, um das verwirrende Signal unserer eigenen Galaxie herauszufiltern, erhalten Sie eine etwas geringere Auflösung, und wir hoffen, dass wir Ende dieses Jahres, obwohl ich damit rechne, dass es Februar nächsten Jahres werden wird, die Max-Planck-Mission starten können, durch die wir viele Frequenzen und sehr viel höhere Winkelauflösungen usw. erhalten werden, und für mich sollte ein Satellit so aussehen, die Tarnkappenversion eines Satelliten, die bedeutet, dass die Technik stimmt. Und wir hoffen, diesen starten zu können und eine sehr hohe Auflösung zu erreichen, selbst, wenn wir den Vordergrund herausfiltern, und es ist dieser verschwommene Bereich, dem wir hoffentlich sehr viel präzisere Informationen über die lineare Polarisation der Hintergrundstrahlung hinzufügen können, etwas, von dem wir wissen, dass es vorkommen muss, und wir haben noch eine weitere Hoffnung, dass sie nämlich wirklich Beweise für den tatsächlichen Beginn des Universums liefern könnte. Wir wissen aber aus der Tatsache, dass wir Temperaturschwankungen erkennen können, dass etwas an Polarisation vorhanden sein muss. Das ist also der Stand der Dinge. Und nur um Ihnen zu zeigen, wie das geht: Hier ist eine Karte des gesamten Himmels. Sie haben also den Globus genommen und diesen plattgedrückt, um ihn zu sehen, mit dem COBE DMR, ohne die Galaxie, die entfernt wurde, und Sie erkennen am Himmel verteilt großflächige warme und kalte Flecken. Wäre der Satellit mit der Oberseite nach unten geflogen, zur Erde gerichtet anstatt weg von der Erde, hätten wir eine Karte der Erde erhalten, die ungefähr so aussieht. Sie können die Kontinente erkennen und es geht nichts Größeres verloren, nur Deutschland ist hier ein wenig schwierig auszumachen. Aber Sie sehen, man bekommt eine Vorstellung davon, wie die Welt aussehen könnte. Mit dem WMAP erreichen wir jedoch eine Winkelauflösung, bei der sich der Himmel so darstellt, und dies ist in Wirklichkeit in Planck-Auflösung, nicht WMAP, die Pixel sehen immer noch so aus. Man sieht aber dieselbe großflächige Struktur, nur sieht man auch feinere Details. Diese Karte sieht ganz anders aus als eine Karte der Erde in Planck-Auflösung aussähe. Ich sage immer, dass ich gerne ein Geologe gewesen wäre, wissen Sie, im 19. Jahrhundert mit dieser Karte, denn ich könnte großartig Geologie betreiben, Plattentektonik, sehen Sie sich nur diesen Mittelatlantischen Rücken an, die Form Afrikas, es ist ganz deutlich, dass es ein paar nicht-lineare Effekte im Universum gibt, die dazu führen, dass sich die Phasen ausrichten, und die zu diesen scharfen Kanten und diesen kohärenten Merkmalen in den großen Flächen führen. Wenn man sich jedoch die Bilder des frühen Universums ansieht, sieht das ziemlich wie Gauß’sche Zufallsfelder aus. Und wir machen den Test, auf einer sehr großen Skala, und wir erhalten 10 hoch minus 3, ein Zehntel Prozent also, dass wir es mit Gauß'schen Feldern zu tun haben, aber wir suchen nach feinen, kleinen, nicht-gauß'schen Merkmalen, denn diese würde uns etwas über die tatsächlich an der Entstehung der Raumzeit beteiligten Kräfte mitteilen, als die Felder verschwunden waren, an diesem Punkt gehen wir zur nächsten Ebene im Feld. Wir haben also dieses Modell des Universums, das an der Oberfläche sehr seltsam aussieht, tatsächlich aber ziemlich toll ist, es ist eine Art Standardmodell für die Kosmologie. Das Universum beginnt mit dieser Periode, die wir Inflation nennen, wobei es sich um eine Phase sich rasch beschleunigender Expansion handelt, die die Expansionsrate des Universums auf ein sehr hohes Niveau treibt. Dann gibt es einen phasenweisen Übergang oder irgendeine Art von Übergang und das Universum wird nicht weiter zur Beschleunigung getrieben, und die Schwerkraft beginnt zu greifen und fängt an, das Universum abzubremsen, und es bilden sich Strukturen. Und diese Periode der Zeit, als das Universum sich weit genug abgekühlt hatte, damit das Licht frei wurde, uns in Zukunft zu erreichen, diese Zeit, als sich die ersten Strukturen bildeten und die ersten Sterne aufleuchteten und die ersten Galaxien entstanden und das Licht beginnt, diese Zeit nennen wir das Dunkle Zeitalter, da es, soweit wir wissen, außer der Reststrahlung kein Licht gab. Und dann sehen Sie diese erste Generation von Sternen und Galaxien und sie entstehen, bilden sich, entwickeln sich langsam, verbrennen die ursprünglichen Elemente in die komplexeren Elemente, den Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff, Eisen, die Elemente, die wir wirklich gern haben, denn wir bestehen aus ihnen. Und schließlich entstehen die modernen Galaxien, die wir sehen können. Und wenn man die Geschichte des Universums nachverfolgt, seine sich stark beschleunigende Expansion, und dann wird es schnell langsamer, hier übertrieben. Und dann, aus irgendeinem Grund, entscheidet sich das Universum, wieder schneller zu werden und sich schneller auszudehnen, und das nennen wir die dunkle Energie. Und es ist das Zusammenspiel der verschiedenen Teile, der verschiedenen Komponenten des Universums, wir betrachten die Galaxien nicht als wichtig an sich, sondern als Indikatoren, die uns die große Fluidströmung des Universums zeigen, wie wenn Sie Rauch verwenden, um die Strömungen an einer Überschalloberfläche oder so was in der Art erkennen zu können. Die Galaxien bilden Indikatoren zur Erkennung des Flusses der gesamten Entwicklung des Universums. Und wir können jetzt mit Zuversicht festhalten, dass wir wissen, dass das Universum vor 13,7 Milliarden Jahren seinen Anfang nahm, mit einem Fehler von unter 1 %, was beängstigend ist, denn das bedeutet, dass es bei Ihren systematischen Fehlern darum geht, ob Sie die Theorie richtig verstehen, denn die Daten sind mittlerweile genau genug, um genau das möglich zu machen. Und während wir damit beschäftigt waren, Messungen des frühesten Teils des Universums durchzuführen, die anfänglichen Bedingungen festzustellen, um diese mit unseren unterschiedlichen Gleichungen auszuprobieren, um zu sehen, was später geschehen würde, führten andere Leute Messungen nahe liegender Teile durch, und wie bei dem Hubble-Bild, wenn man ein Bild macht, kann man herausfinden, was Sterne sind und was Galaxien sind, dann kann man sagen, nun gut, ich sehe zwar die Bäume nicht, aber ich sehe die Wälder und man zählt die Wälder, das ist Ihre Art der Wahrnehmung, Sie können Auszählen, wo sich die Galaxien befinden. Das hier ist der Sloan Digital Sky Survey, hier sehen sie den Ort, an dem sich ca. eine Million Galaxien befinden, jeder einzelne dieser Punkte, es gibt blaue Punkte und rote. Das hat einfach damit zu tun, Sie machen Aufnahmen, Sie werten diese aus und Sie werfen die Sterne weg, Sie betrachten die, bei denen es sich um Galaxien handelt, und Sie schätzen ihre dreidimensionale Position, Sie kennen den Winkel zwischen zwei davon und Sie müssen die Entfernung abschätzen, das machen Sie auf verschiedene Art und Weise und dann stellen Sie das grafisch dar usw. Wieder stellen wir die Erde in den Mittelpunkt und was Sie sehen ist so etwas wie eine große Wand, eine weitere ziemlich solide Wand, Leeren usw. und dann eine Abschwächung, nicht, weil sich die Galaxien entfernen, sondern weil Ihr Teleskop nicht stark genug ist, um so weit zu sehen, denn die Galaxien sind so weit entfernt, dass sie lichtschwach wirken. Und dann lassen Sie das Teleskop die Aufnahme machen und die Erde dreht sich und Sie machen eine weitere Aufnahme usw., so erhalten Sie dieses Kreissegment des Himmels. Dann drehen Sie das Teleskop auf einen anderen Winkel und erhalten ein neues Kreissegment des Himmels. Ich zeige Ihnen jetzt, hoffentlich, einen kurzen rotierenden Film dieser Version, und Sie sehen die Segmente aus dieser Himmelsdurchmusterung, Sie erkennen die große Wand, Sie erkennen die Leeren, und denken Sie daran, was Sie hier sehen sind nur ein paar Ausschnitte, diese Region hier in der Mitte fehlt, weil die Scheibe unserer eigenen Galaxie im Weg ist. Wir leben in einer spiralförmigen Galaxie, wir können durch einen großen Teil der Galaxie und der optischen Wellenlänge nicht hindurchsehen. Durch dies jedoch erhalten Sie eine Vorstellung von dem, was geschieht. Das ist also der Sloan Digital Sky Survey. Es gab eine weitere große Durchmusterung, die überwiegend von europäischen Gruppen durchgeführt wurde, hier rotiert es nur, jetzt machen wir einen Flug hindurch und Sie sehen ein ganz anderes Bild, wenn Sie sich darin befinden, als wenn Sie sich außerhalb davon befinden, von außen draufschauen. So hier drinnen wissen wir jedes Mal etwas über die Galaxie, die Spiralgalaxie und die Farbe, die wir einer Spiralgalaxie geben, diese Farbe oder eine elliptische Farbe, wir bewegen uns jetzt mit Warpfaktor eine Million, denken Sie daran, dass das Licht Millionen von Jahren zwischen den Galaxien unterwegs ist, und jetzt fliegen Sie mit einer pro Sekunde oder schneller vorbei, aber Sie erkennen, wie das Universum aussieht, wenn Sie sehr schnell hindurchfliegen würden. Jetzt verlassen wir die durchmusterte Zone und drehen uns um und schauen zurück. Das dauert ein bisschen, das Universum ist wirklich groß. Sogar mit Warpfaktor eine Million. Jetzt erkennen Sie die Ausschnitte aus den Durchmusterungen und Sie erkennen, dass sich die große Wand in Wirklichkeit ausdehnt, dies ist ein anderer Ausschnitt, aber die große Wand zeigt sich auch hier in diesem Ausschnitt, dass Sie sich anfangen müssen zu fragen: Wie kommt es, dass es eine große Wand gibt? Wie kommt es, dass es Leeren gibt? Wie kommt die große Wand zustande und wie passt das alles zusammen? Hier gibt es Regionen fast ohne Galaxien, hier gibt es Regionen mit vielen Tausenden bis Millionen von Galaxien, wie konnten diese Strukturen entstehen? Ich denke, das reicht. Jetzt setzen wir uns an unsere Computer und entwickeln Modelle, beginnen mit den anfänglichen Bedingungen, die wir aus der kosmischen Mikrowellenhintergrundstrahlung kennen, und lassen sie durch unsere Computer laufen und testen und tun, und finden dabei heraus, dass wir zusätzliche Komponenten hinzufügen müssen, und eine der zusätzlichen Komponenten, die wir hinzufügen müssen, ist die dunkle Materie. So am Schluss zeige ich Ihnen, wie die Simulation aufgebaut wird, indem ich Ihnen eine Simulation der dunklen Materie alleine zeige. Und in dieser Simulation, die ich Ihnen zeigen werde, die am Max-Planck-Institut in Garching durchgeführt wird…, wenn Sie diese mit sehr großem Maßstab betrachten, sieht das Universum sehr gleichförmig aus. Vergleichbar damit, wie es bei dem Teppich auf der Bühne hier der Fall ist. Wenn Sie den Teppich auf der Bühne genauer anschauen, sehen Sie, dass er aus jeder Menge unterschiedlicher Büschel besteht. Er ist ziemlich regelmäßig gewebt. Hier erkennen Sie, dass er nicht so regelmäßig gewebt wurde: Wenn Sie näher herangehen, finden Sie zufällige Fluktuationen, es gibt Filamente. Und wir erklären uns das so, dass die dunkle Materie vorherrscht und die dunkle Materie wird tatsächlich freigesetzt, weil sie nicht mit den Photonen interagiert, nur schwerkraftmäßig. Sie wird freigesetzt und beginnt damit, diesen kosmischen Rahmen oder dieses Gitter oder dieses Netz zu bilden, und dann später, wenn die herkömmliche Materie freigesetzt wird, fällt sie in diese Netze. Wenn also die herkömmliche Materie aufleuchtet, zeigt sie sich in diesen gelben Farben und Sie erkennen diese als Galaxien. Das ist unsere Vorstellung. Hier ist also die Simulation aus einer Milliarde Teilchen aus den Millennium-Berechnungen, und 1 Gigaparsec geteilt durch h entspricht etwa 5 Milliarden Lichtjahren, jetzt gehen wir tiefer hinein und es ist ein Gutteil des Universums, wir vergrößern den Ausschnitt und erkennen diese Filamente, es sieht aus wie eine organische Struktur, wir vergrößern diese Region, dies ist ein gigantischer Galaxienhaufen aus etwa Hunderttausend bis einer Million Galaxien, also wirklich ziemlich substanziell. Wir leben sehr abgelegen, wir leben nicht im Zentrum des Sonnensystems, wir leben nicht im Zentrum der Galaxie, der Galaxienhaufen, in dem wir uns befinden, ist sehr klein, wenn wir in einer Galaxie wie diese leben würden, wäre der Nachthimmel beeindruckend, aber wir leben in, na sagen wir, in einer Art Provinz und das ist irgendwie interessant. So das weiße Zeug hier ist der Rahmen, das ist die dunkle Materie, aber das Gelbe ist all das scheinende Licht und diese Entfernung hier entspricht in etwa der Entfernung zwischen uns und Andromeda. So hier drinnen das ist wirklich eine Art intensive Region, und das ist die Art von Haufen, die sich als wirklich helle Quelle von Röntgen-, ja sogar Gammastrahlen zeigt. Wir verkleinern diesen Teil schnell wieder, damit Sie ein Gefühl dafür bekommen, wie er aussieht, und Sie sehen, dass sich die Perspektive Gottes, aus der Sie von draußen drauf sehen, sehr von der unterscheidet, die sich bietet, wenn Sie umherfliegend drinnen feststecken. Ich zeige Ihnen gleich einen Umherflug. Volker Springel war der Leiter der dafür zuständigen Gruppe. Es werden mehrere verschiedene Simulationen erstellt. Jetzt führen wir dieselbe Simulation durch und fliegen hindurch, wieder mit Warpfaktor eine Million, und denken Sie daran, das Weiße ist die dunkle Materie, die Sie normalerweise nicht sehen können, die tatsächlich die vorherrschende Form der Masse da draußen ist, aber wir sehen die Lichter. Es ist ein bisschen so, als befänden Sie sich in den USA und fahren durch die Wüste und Las Vegas liegt in einiger Entfernung, Sie sehen diese hellen Lichter, Sie sehen sie viel weiter entfernt als Sie sich je vorgestellt haben, und das bedeutet nicht, dass es um sie herum keine Masse oder anderes Zeug gibt, es ist aber genau dort, wo die hellen Lichter sein müssen. Tatsächlich aber sind die hellen Lichter irgendwie daran gebunden genau dort zu sein, wo sich die meiste Masse befindet. Das spricht sich herum und natürlich sind die Menschen fasziniert von den hellen Lichtern und gehen so zu den großen Objekten, aber Sie können den Weg erkennen, den diese bilden, es gibt verschiedene Filamente und dort, wo sich viele Filamente schneiden, erhalten Sie einen sehr großen Galaxienhaufen. Und dort, wo es nur einen einfachen Satz Filamente gibt, erhalten Sie so etwas wie eine Kette von Galaxien oder eine Kette aus Galaxienhaufen, die dort entlang kommen, denn in der Regel bilden Galaxien kleine Gruppen, es gibt nicht sehr viele, die alleine auf weiter Flur vorkommen. Lassen Sie mich das überspringen, denn wir wollen nicht überziehen. Lassen Sie mich Ihnen die einfache Version der Simulation zeigen, die auf dem Illinois-Computer von den Leuten von Andrey V. Kravtsov durchgeführt wird, der an der University of Chicago ist, und es gibt zwei Dinge, die ich Ihnen erklären muss. Das Universum dehnt sich aus, aber in diesen Bildern zeige ich Ihnen kein sich ausdehnendes Universum, die Größe des Ausschnitts, den wir betrachten, wird ständig angepasst, so dass der Ausschnitt konstant bleibt, wir nennen das ein mitbewegtes Volumen. Und ein weiterer Faktor ist der, den die Astronomen unglücklicherweise Z nennen, aber 1 + Z ist der Maßstab des Universums heute verglichen mit dem Maßstab des Universums zu der Zeit, in der wir es betrachten. Wir beginnen erst, nachdem das Universum etwas 30 Mal…, 1/3 der heutigen Größe erreicht hat, und warum? Nun, wir begannen mit winzigen Störungen, die Fluktuationen, die wir sehen, stellen sich als sehr schwer zu erkennen heraus, denn sie liegen ungefähr in der Größenordnung 1 zu 100 000 und das Universum musste damals mit einer Rotverschiebung von über 10 hoch 4 beginnen und fing an, die dunkle Materie zu verklumpen, und die dunkle Materie verklumpte und verklumpte, aber das Wachstum ist linear, denn die Schwerkraft zieht zusammen, was die Expansion des Universums auseinanderzieht, und so anstatt exponentiellem Wachstum, wenn Sie etwas mehr Materie hinzufügen, mehr Schwerkraft, Sie fügen mehr hinzu, bei der Bildung des Sonnensystems, erhalten Sie exponentielles Wachstum, aber da Sie gegen die Ausdehnung des Weltalls kämpfen, erhalten Sie lineares Wachstum mit der Ausdehnung des Weltalls. So geschieht in der Zeit, in der das Universum von einem Zehntausendstel seiner Größe auf ein Drittel seiner Größe anwächst, nicht viel, denn das Universum ist so gleichförmig, dass das Wachstum so gering ist, dass es sich nicht lohnt, es zu betrachten, und so beginnen wir diese Simulation dort und Sie werden sehen, was geschieht…, wenn ich es schaffe, darauf zu klicken... Sie sehen, wie Klumpen anfangen sich zu bilden, und diese Klumpen beginnen zu verschmelzen und sie beginnen, Filamente zu bilden, und dann beginnen die Filamente, sich miteinander zu verbinden, und wenn Sie sehr genau hinsehen, gibt es einen langsamen Fluss entlang der Filamente, sodass Sie, wenn Sie Hunderte Milliarden Jahre hätten, die Dinge langsam die Filamente entlang in Richtung der Schnittpunkte sickern sähen. Hier läuft es also erneut, und dann passiert etwas Seltsames, das wir zuerst nicht bemerkt haben. Aber jetzt mit den Simulationen sehen wir es. Wenn das Universum ungefähr hier ist, ungefähr die Hälfte seiner Größe erreicht hat, beginnt die Bildung von noch größeren Strukturen…, nun, sie findet nicht statt. Und das liegt daran, dass sich das Universum jetzt entschließt, sich viel schneller als zuvor auszudehnen, und die noch größeren Strukturen verlieren gegen die schnellere Ausdehnung des Universums und das macht dem ein Ende. Und daher sind die Haufen, diese sehr großen Haufen so interessant. Sie sind die größten Strukturen, die sich je gebildet haben, und die sich, wie sich herausstellt, wissen Sie, nachts tatsächlich einschalten, sodass wir Sie mit optischer Astronomie sehen können. OK, wir haben hier also eine widerspruchsfreie Geschichte, bei der wir mit Fluktuationen beginnen können. Wir sehen das Universum, als es sehr klein war. Etwa vergleichbar mit Ihnen 12 Stunden nach der Empfängnis. Und wir lassen unsere Gleichungen laufen und bewegen uns vorwärts, einfache Newton’sche Schwerkraft und ein sich ausdehnendes Universum. Sie können allgemeine Theorie oder Newton’sche Schwerkraft verwenden, egal, Sie erhalten dieselbe Antwort. Und wir bewegen uns weiter, wir erkennen, wie sich dieses Filament neu bildet, das scheint die großen Strukturen zu erklären, natürlich würden wir gerne mehr Galaxien untersuchen und alles ausfüllen und auch die mittleren Regionen ausfüllen, damit wir es sehen können. Und es gibt ein paar Punkte, da machen wir Zwischentests, wir machen eine Menge Fortschritte und wir können das sowas wie überprüfen. Und dieses Bild scheint ziemlich gut zu sein, wir haben gute Messungen hier, wir haben ein paar Probemessungen hier herum und wir haben sehr gute Messungen hier und sie passen alle auf nette Art zusammen, das ist eine großartige Situation und wir haben..., um das zu erklären, fügen wir einfach ein paar Dinge hinzu, all die Materie, die wir kennen und lieben, die den Lehrstoff in der Schule bildet, die befindet sich in diesem 4-%-Stück hier. Und dann gibt es da noch diese dunkle Materie und diese dunkle Energie, aus denen die anderen 95 % des Universums, 96 % des Universums, bestehen, die wir per Hand einfügen mussten. Und alle Leute, die wissen, wie ein US-Dollar aussieht, hier ist dieses Symbol, das sich auch auf dem US-Dollar befindet, von dem die Leute sagen, dass es bestimmte Geheimbünde dort angebracht haben, denn sie haben uns nichts gesagt, und wirklich, sie hatten recht, hier sind all die unsichtbaren Atome und da ist die kalte, dunkle Materie und die dunkle Energie, da ist die ganze neue Ordnung. Aber alle diese Dinge sind neue Physik, die wir kennen müssen, aber es ist eine neue Physik, die wir absolut brauchen, um das Universum, das wir um uns herum sehen, erschaffen zu können, das ist das Problem. Das ist also echt spannend und eine recht interessante Sache. Ich möchte jetzt das Thema wechseln, daher muss ich einen Witz erzählen, Ich erzähle Ihnen einen Witz über einen Physiker am Valentinstag. Sie müssen sich das so vorstellen: Ein Physiker hat eine Tradition, Jeden Freitag nach der Arbeit geht er ins Eiscafé und setzt sich neben den letzten Stuhl in einer Reihe und er wendet sich an den letzten Stuhl, der leer ist, und fragt ein imaginäres Mädchen, ob er ihm ein Eis kaufen darf. Tja, wissen Sie, der Besitzer ist an die verrückten Typen von der Uni gewöhnt, besonders an die Physiker, also schüttelt er nur den Kopf und sagt nichts. Am Valentinstag jedoch ist der Physiker besonders verzweifelt und bittet sehr inständig, und der Besitzer kann sich nicht länger zurückhalten und fragt: dass das Vakuum absolut nicht leer ist, dass die Quantenmechanik behauptet, dass es dort alle möglichen virtuellen Teilchen gibt und dass eine endliche Wahrscheinlichkeit besteht, dass die Wellenfunktion eines wunderschönen, intelligenten Mädchens, das den Physiker wirklich gern hat, auf dem Stuhl neben ihm erscheinen und Wirklichkeit werden könnte, und dann wäre das Leben wirklich toll. Es könnte also geschehen, die Wahrscheinlichkeit ist nicht sehr hoch, aber es könnte geschehen. Da zieht der Besitzer seine Augenbrauen hoch und sagt: könnten Sie nicht einfach eines der Mädchen, die auch jeden Freitag hierher kommen, wissen Sie, fragen, und ihm ein Eis kaufen? Sie könnte ja sagen.“ Und der Physiker antwortet: Tja, richtig, wir wissen, die Chancen sind nicht sehr hoch. Es ist aber wahrscheinlicher als dass sich ein Mädchen wirklich materialisiert, obwohl man so vielleicht ein besseres Mädchen bekommt, aber Sie wissen ja, ein echtes Mädchen ist vermutlich besser als ein imaginäres Mädchen. Aber jetzt müssen wir dies anwenden… Der Grund, warum ich das aufgebracht habe, ist der, dass wir jetzt das Universum erschaffen werden, wir werden die Wellenfunktion des Universums realisieren und es wird Wirklichkeit werden und die sich beschleunigende Ausdehnung des Universums ist ein Horizont und es ist – wenn Sie einen steilen Gradienten haben, wissen Sie, dass es zum Tunneln kommt, so katapultieren Sie Elektronen aus Elektronenkanonen, oder auch jedes Mal, wenn Sie einen sehr steilen Gradienten eines Potenzialfeldes haben, einschließlich der Beschleunigung des Universums, kommt es zu Quantentunneln und Sie lassen Dinge geschehen. Ich behaupte also, dass dieses Bild, das wir hier sehen, vom frühen Universum, diese Fluktuationen, das sind Quantenfluktuationen, die sich zu jetzt kosmologisch signifikanten Größen aufgebläht haben. Das Universum hat submikroskopische Dinge um mindestens 60 Größenordnungen ausgedehnt, es hat also aus Dingen mit einer Größe von 10 hoch minus 30 Zentimetern Dinge mit einer Größe von 10 hoch 30 Zentimetern gemacht. Und eine dieser Quantenfluktuationen ist zufällig unsere Galaxie, eine der kleinen und späten – sie wurde nicht so stark gestreckt, daher wurde sie nur so groß wie eine Galaxie. Und wirklich, wenn Sie sich vorstellen, wie viele Quantenfluktuationen es in einem Vakuum gibt, in etwas, das im Vergleich zur Größe eines Atoms sehr klein ist, dann sind das Hunderte von Milliarden. Und wenn Sie jetzt diese Quantenfluktuationen nehmen und Realität werden lassen, erhalten Sie Hunderte Milliarden von Galaxien, ganz einfach, oder? Was ich sagen will, ist, es ist schwer, diese nicht zu erhalten, Sie sind Gott und Sie erschaffen das Universum, dann ist es schwer, nur eine Galaxie zu erschaffen, es ist viel einfacher, Milliarden von Galaxien zu erschaffen. Das ist also unser Bild. Und jetzt zeige ich Ihnen an 2 von 3 Dimensionen was mit unserem einzelnen dichten Klumpen geschehen würde, wenn wir eine Quantenfluktuation im Universum hätten, Sie werden sehen, dass ich diesem Klumpen so eine Art Gauß’sche Form gebe, da diese nett und praktisch ist, er beginnt sich auszudehnen während sich das Universum entwickelt, das wird eine Koordinate und der Grund, warum eine Kreiswelle davon ausgeht, es ist tatsächlich ungefähr so, ist, dass der Photonendruck so hoch wird, dass die Photonen beginnen, sich nach außen zu bewegen, aber sie interagieren mit den Elektronen und damit mit den Baryonen und sie blähen das Ganze auf, genau wie sich die Sonne ausdehnt. Und so können Sie sich dieses Ding vorstellen, dies ist der zentrale Klumpen, eine adiabatische Fluktuation, das ist eine gewisse Menge dunkler Materie oder eine gewisse Menge herkömmlicher Materie und Photonen und Neutrinos und Schwerewellen. Manche strömen mit Lichtgeschwindigkeit nach außen, da sie nicht interagieren, aber das Licht und die dunkle Materie interagieren und so breitet sich das Ganze wie eine große Sphäre aus, genau wie sich die Sonne wie eine große Sphäre ausbreitet, aber die dunkle Materie fühlt diesen Druck nicht, daher bleibt sie einfach dort im Klumpen. Lassen Sie uns das etwas genauer betrachten, wir betrachten 1 Dimension und unterdrücken, anstatt einer 1 Dimension unterdrücken wir 2 Dimensionen und betrachten dies radial, und ich nehme nur ein paar Fluidkomponenten, die dunkle Materie, die herkömmliche Materie in der Form, wir stellen sie uns als Gas, Elektronen und Plasma, Elektronen und die Protonen usw. vor, die Quarks, und die Photonen verursachen Mikrowellenhintergrundstrahlung, die zu jener Zeit vorherrscht - es ist so heiß und so dicht - die Neutrinos und die Schwerewellen merken das nicht, denn die Schwerewellen schießen einfach mit Lichtgeschwindigkeit hinaus. Die Neutrinos werden tatsächlich kaum gehindert. Sie alle hier haben diese Art Gauß’schen Klumpen und adiabatisch, was daran liegt, dass Interaktionen sehr schnell geschehen, wenn man alles zusammenpackt, jeder Freiheitsgrad wird gleichmäßig angeregt und es gibt genau die richtigen Verhältnisse von allem, überall im Universum. OK, versuchen wir jetzt also, das hier zu starten und sehen wir, was geschieht. Das also geschieht, sehen Sie, lassen Sie mich das hier bei 400 000 Jahren anhalten. Sie erkennen, wie sich die dunkle Materie langsam ausbreitet, ich lasse es nochmal laufen, hoffentlich, die dunkle Materie breitet sich völlig aus. Deshalb brauchen wir kalte dunkle Materie, die zufälligen thermischen Geschwindigkeiten der dunklen Materie müssen gering sind, damit der größte Teil der dunklen Materie im Klumpen bleibt und nur wenig aus dem Ende der Maxwell-Boltzmann-Verteilung beginnt, herauszufliegen, aber die Materie und die Strahlung bleiben äußerst eng aneinander gekoppelt bis wir bei einer Rotverschiebung von etwa 1000 ankommen, ungefähr 400 000 Jahre. Das lässt sich sehr leicht berechnen, ganz geradlinig, das ist definitiv Anfänger- oder Schulphysik, die Sie kennen. Und zu diesem Zeitpunkt bildet das Universum neutrale Atome und die Photonen interagieren nicht länger… zum letzten Querschnitt, und die Photonen beginnen, frei zu strömen, und dann ist da diese Dichte, die so eine Art runde Oberfläche ergibt. Und während die Photonen die Materie freigeben, beginnt die herkömmliche Materie, sich in den von der dunklen Materie geschaffenen Potenzialtöpfen anzusammeln, dem Gitter, das die dunkle Materie später bilden wird. Aber es gibt ein wenig überschüssigen Restklumpen hier draußen, bei ungefähr 450 Millionen Lichtjahren. Das würde bedeuten, wenn ich einen großen Galaxienhaufen nähme, sollte ich in der Lage sein, um diesen Galaxienhaufen herumzusehen und ein paar zusätzliche Prozent zu erkennen, denn das ist die Oberfläche einer Sphäre im Vergleich zum Zentrum der Sphäre. Ich sollte ein paar Prozent Extra-Galaxien aus dieser Entfernung sehen. Und das ist wirklich so. Es gibt 3 gemeldete Messungen aus der Sloan- und der 2-Degree-Field-of-View-Durchmusterung, die auf ungefähr 2-3 % Extra-Galaxien dort draußen hinauslaufen, denn das Volumen dort ist so groß, dass es statistische Bedeutung erhält. Und jetzt schlagen wir umfangreiche Durchmusterungen davon vor. Aber wir sehen das auch an der Strahlung. Dies ist der Klumpen, den wir in der kosmischen Mikrowellenhintergrundstrahlung erkennen werden. Wir werden um jeden großen Klumpen herumsehen, der komprimiert sein und aus besonders heißer Strahlung bestehen wird. Wir sollten diese sphärische Form erkennen können, mit einem Radius von ungefähr 450 Millionen Lichtjahren, und das ist eines der Merkmale, die sich zeigen. Und Sie sehen, dass die Neutrinos es fast nach draußen geschafft haben, aber eben nur fast, sie bewegen sich beinahe frei, aber sie erhalten einige Dellen und Stöße. Und wenn Sie das Ganze ein bisschen vor laufen lassen, erkennen Sie, dass die herkömmliche Materie in das Potenzial der dunklen Materie gezogen wird, aber ein kleiner Teil des Extrapotenzials wird draußen gelassen und zieht die dunkle Materie an, das ist es, was ich Ihnen erzählt habe, Sie erkennen den Haupthaufen und dann sehen Sie hier weit draußen eine kleine überschüssige Sphäre ringsum, und dann gibt es statistisch zufällig Extra-Galaxien hier und sie befinden sich in bekannter Entfernung, dieser mitbewegten Entfernung von 450 Millionen Lichtjahren, Sie erkennen also, wie dieses Merkmal entsteht, und bei den Durchmusterungen werden wir nach diesem Merkmal Ausschau halten. Und wenn wir noch einmal von vorne anfangen, erkennen Sie, wie eng das Licht und die Materie lange Zeit gekoppelt sind, und dann trennen sie sich und gehen ihre eigenen Wege. Und jetzt haben wir also einen Zollstock, prima, ich werde es wohl gerade schaffen, wir haben einen Zollstock, mit dem wir das Universum vermessen können, wir messen Entfernungen entweder anhand der Helligkeit oder wir messen Entfernungen anhand des Winkeldurchmessers, diese sind…, wissen Sie, wir brauchten etwas, dessen Größe wir kennen und das groß genug ist, um es durch das Universum hindurch sehen zu können. Und das wir sehen können, wenn das Universum tausend Mal kleiner ist, und das wir sehen können, wenn das Universum 10 Mal kleiner ist und das wir sehen können, wenn das Universum 2 Mal kleiner ist usw. Jetzt können Sie versuchen, Ihre Durchmusterung durchzuführen und das Universum auf diese Art zu vermessen. Als erstes können wir dabei die Geometrie des Universums vermessen, wir haben eine bekannte Entfernung und dann wissen wir noch, dass das Universum gekrümmt sein könnte. Und wir bilden also ein Dreieck aus der Größe dieses Klumpens, stellen Sie sich die Sphäre hier vor, betrachten Sie die Umrisse der Sphäre wie Sie auch die Umrisse der Sonne betrachten und messen Sie den gegenüberliegenden Winkel. Wenn das Universum wirklich wie die Oberfläche der Erde positiv gekrümmt ist, beginnen Sie mit 2 parallelen Linien des Äquators, senkrecht zum Äquator, sie konvergieren am Pol, sie treffen sich. Wenn Sie unter Verwendung euklidischer Geometrie zurückprojizieren, denken Sie, dass er größer aussieht, der Punkt sieht am Himmel größer aus. In der euklidischen Geometrie haben Sie eine Seite, Seite, Seite, wissen Sie, die Winkel des Dreiecks, Sie wissen, Sie können die Größe exakt voraussagen. Hätte das Universum die Form eines Trichters oder Sattels, würden die Lichtstrahlen beim Austreten divergieren, und wenn Sie das auf diese Weise betrachten und in Ihrer Vorstellung Lichtwellen rückwärts laufen lassen, erkennen Sie, dass sie divergieren würden, und wenn Sie euklidische Geometrie verwenden, sehen sie kleiner aus. Und so können Sie simulieren, wie der Himmel in Bezug auf die Größe der Punkte aus dem offenen Universum aussehen müsste, ein flaches Universum und ein geschlossenes Universum und als wir die ersten Ballondaten aus unseren Experimenten erhielten, warf ich einen Blick auf die erste Karte und sagte: und wir analysierten die Daten und sie lagen innerhalb von 10 % für flach, tja, wissen Sie, es ist immer gut darauf vorbereitet zu sein, was man zu sehen bekommen wird. Jetzt können wir anfangen und es vermessen und es stellt sich heraus, dass das Universum bemerkenswert wie bei der flachen Simulation aussieht, das ist gut für Euch Studenten, denn Ihr braucht keine hyperbolische Geometrie oder noch Schlimmeres zu lernen, und es ist leichter beizubringen usw. Dies hier ist eine kleine Simulation des Winkelleistungsspektrums, dies ist der Horizont und dann der zweite Horizont usw., und Sie erkennen, während man das Universum von flach nach offen gehen lässt, bewegt man sich von etwa 200 Fluktuationen bis zu einem Tausend, wenn es sehr offen ist. Wir wissen aber, dass es nicht so sehr offen ist. Sie können also die Daten bis zum, tja, es war bis zum heutigen Tage nehmen, aber die 5-Jahres-Daten von WMAP sind raus und ich habe meine Folien noch nicht aktualisiert, WMAP führt die Messung des ersten Peaks durch und des zweiten Peaks und ein bisschen des dritten und dann misst das ACBAR-Experiment weiter draußen, Sie sehen also die erste Oberschwingung dieses akustischen Peaks, die zweite, die dritte, die vierte, fünfte und vielleicht sogar die sechste. Sie beginnen mit einer Spektralanalyse des Himmels und erhalten so viele neue Zahlen und viele weitere Merkmale und Sie erfahren eine Menge, und sicher können Sie hierhin und dorthin schauen, das ist nur beinahe ein Grad am Himmel, es ist die Größe des Sound Horizon und die sagt Ihnen, dass das Universum beinahe flach ist, einfache geometrische Interpretation dessen, was das Universum macht. Jetzt beginnen Sie also mit der Spektralanalyse und Sie testen Ihre Modelle, Sie legen Simulationen der verschiedenen Universen an und Sie fragen sich, was wäre, wenn ich die Krümmung weg ließe? Es verschiebt die Dinge von links nach rechts und fügt diese Delle bei niedrigen, großen Winkelskalen hinzu. Was geschieht, wenn man dunkle Energie hineingibt? Nun, es verändert nicht sehr viel, außer dass die Maßstäbe größer werden. Hier ist man nicht so empfindlich. Was, wenn man herkömmliche Materie hineingibt und die Menge der herkömmlichen Materie variiert? Das führt dazu, dass der erste Peak höher ausfällt, der zweite runter geht, der dritte höher wird. Was geschieht, wenn man Gesamtmaterie, dunkle Materie hinzufügt? Das lässt jeden Peak höher ausfallen. Jetzt kann ich also zwischen Gesamtmaterie und herkömmlicher Materie unterscheiden, und ich finde 4 % herkömmliche Materie und rund 20 % dunkle Materie, und dies ist, was der Urknall, oder dies sagt uns vor 3 Minuten aus der Kernphysik, sagt uns, dass es nur 4 % herkömmliche Materie sind. Und hier stehen wir und verwenden Atomphysik und einfache akustische Oszillationen, eine einfache mechanische Situation, um erneut herauszufinden, dass es 4 % waren als das Universum 370 000 Jahre alt war. Und so können wir damit anfangen und was wir tun ist, wir schaffen uns diese Maßstäbe für die Ausdehnungsrate des Universums, wir können anfangen, die Parameter des Universums mit ziemlich großer Genauigkeit zu messen, wie ich schon sagte, waren es 2003 13,7 Milliarden Jahre, es gab einen Fehler von, wissen Sie, 20 Tausend Jahren dabei, gut, sorry, 20 Millionen Jahre dabei. Aber Sie können auch bestimmen, als das Universum 379 000 Tausend Jahre alt war, wurde die Strahlung frei, und sie haben die Fehlerbalken dafür usw. erreichten wir erheblich kleinere Fehlerbalken und diese Art von Dingen, und wir machen Fortschritte, und wir hoffen, wenn Planck aufsteigt, dass wir engere Beschränkungen und mehr Gegenproben erhalten, um das zu erkennen. So haben wir also den Fingerabdruck des Universums, das war die erste Folie, der Fingerabdruck, wir vergleichen den Fingerabdruck und wir werfen ihn weg und das ergibt die Frage: Was ist das für ein Zeug da draußen, das wir haben mussten? Was ist es und wo ist der ganze Rest der Materie? Und ich glaube für Euch Studenten gibt es 8 große Fragen, die Ihr beantworten müsst, damit wir das Universum genauer kennenlernen. Vielen Dank. Applaus.