Komplex Rendszerek Fizikája Tanszék április 28.

Méret: px

Mutatás kezdődik a ... oldaltól:

Download "Komplex Rendszerek Fizikája Tanszék április 28."

Hanna Szilágyi
5 évvel ezelőtt
Látták:

1 A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás Dobos László Komplex Rendszerek Fizikája Tanszék É április 28.

2 A kozmikus háttérsugárzás eredete Az ősi plazmában a fotonok folyamatosan szóródnak A Nagy Bumm után 380 ezer évvel: rekombináció a hőmérséklet bőven a H ionizációs energiája alá csökkent 3000 K hőmérséklet környékén (Saha-egyenletből) a H atomok rekombinálódtak az univerzum fokozatosan átlátszóvá válik Az utolsó szóródás felülete a fotonok még utoljára szóródnak a plazmában a szabad úthosszuk nagyon nagy lesz (free streaming) 13,8 md év alatt elérnek hozzánk is mára már csak 2,7 K, mikrohullámú tartomány A fotonok spektruma spektrumuk az utolsó szóródáskori eloszlásnak felel meg hőmérsékleti eloszlás, de T helyről helyre változik

3 Az utolsó szóródás felülete A legtávolabbi EM sugárzás alapján megfigyelhető felület hőmérsékletében δt /T 10 5 nagyságrendű fluktuációk a hőmérséklet fluktuációi sűrűségingadozásokra utalnak valaha a Naprendszer helyén is ősi plazma volt a ma látható struktúra tehát csak a plazma sűrűségfluktuációból származhat

4 COBE - dipól tag

5 COBE

6 WMAP

7 A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás térképe Forrás: Planck Konzorcium (2013)

8 Akusztikus oszcillációk és az utolsó szóródás felülete Lecsatolódás előtt: a horizonton belüli fluktuációk oszcillálnak Az utolsó szóródás felülete őrzi a lecsatolódáskor ott levő oszcilláló módusok lenyomatát minden módus más-más fázissal érkeznek a lecsatolódáshoz emiatt az amplitúdójuk eltérő a hőmérséklet az aktuális sűrűségtől függ adiabatikus módusok Lecsatolódás után: a sűrűségfluktuációkra innentől csak a gravitáció hat lineáris és nem lineáris növekedés

9 Az adibatikus módusok amplitúdója

10 Maximális amplitúdójú módusok Mikor maximális adott k hullámszámú módus amplitúdója ha épp volt ideje teljesen összesűrűsödni a rekombinációig 1/4 periódus vagy 3/4 periódus az aktuális akusztikus horizontnak megfelelő méretű vagy ennek felharmonikusai k 1 = v s t A többi módus amplitúdója attól függ, hogy a rekombináció épp milyen fázisban kapta el a módust.

11 Mit látunk ma az akkori síkhullámokból Sachs Wolfe-effektus épp lecsatolódás előtt álló plazma fluktuációi ahol sűrűbb: picit forróbb, de mélyebb gravitációs potenciál a fotonoknak ki kell jutniuk a potenciálgödörből energiát veszítenek, a mélyről jövő fotonok hidegebbek ezért a sűrűbb helyek hidegebbnek látszanak Projekciós effektusok a fluktuációkat síkhullám-kifejtésben nézhetjük a szóródás felülete egy gömb hogyan látjuk a síkhullámokat a gömbbel elmetszve?

12 Síkhullám projekciója ϑ ϑ

13 A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás térképe Forrás: Planck Konzorcium (2013)

14 A hőmérsékletfluktuációk kifejtése gömbi harmonikusokon A hőmérséklet-fluktuációkat gömbi harmonikusok szerint fejtjük ki: T (θ, φ) T 0 = Teljesítményspektrum l l=0 m= l C l = 1 2l + 1 a (lm) Y (lm) (θ, φ) l a lm 2 m= l

15 A Planck műhold által mért teljesítményspektrum Angular scale Dl[µK 2 ] Multipole moment, l Forrás: Planck Konzorcium (2013)

16 A teljesítményspektrum csúcsai Első akusztikus csúcs az a hullámszám, ami t -ig éppen maximálisan összesűrűsödött (1/4 periódus) megfelel az akkori akusztikus horizont r s méretének a z vöröseltolódás a CMB hőmérsékletéből mérhető r s összevethető D A (z)-vel Ω = 1 Második akusztikus csúcs az a hullám, ami t -ig épp 3/4 periódusig jutott a barionok behullanak a sötét anyag által kialakított potenciálba a foton barion kölcsönhatás 1 hullámhosszfüggő módon befolyásolja az amplitúdót emiatt a második csúcs kisebb amplitúdójú, mint az első ebből mérhető a barionikus anyag mennyisége 1 baryon drag

17 További csúcsok és a plató Harmadik akusztikus csúcs barion sötét anyag arányra érzékeny Magasabb harmonikusok egyre kisebb amplitúdóval Silk-csillapítás miatt Plató nagy szögeknél (kis l-eknél) itt nem várnánk korrelációt, mégis van a korai infláció bizonyítéka mérés csak nagy hibával (Poisson) A kozmikus variancia probléma a háttérsugárzást csak egy pontból tudjuk nincsen kellően nagy statisztikai minta kis l módusból csak kevés van

18 A háttérsugárzás és az előtér kölcsönhatása Lecsatolódás után a háttérfotonok elvileg szabadon terjednek a térben Az első csillagok és kvazárok a hidrogént újra ionizálják ekkor már az Univerzum sokkal ritkább szóródnak a CMB foton, de nem annyira, hogy a mintázat el tudott volna mosódni

19 Szunyajev Zeldovics-effektus A galaxishalmazokban forró gáz van röntgen tartományban sugároz sokmillió kelvin hőmérsékletű nagy energiájú elektronok Inverz Compton-szórás egy nagy energiájú elektron kölcsönhatása fotonnal az elektron energiát ad át a fotonnak picit belerúg hátulról Hatása a háttérsugárzás fotonjaira klasztereken történő áthaladáskor a fotonok egy rész energiát nyer a fotoneloszlás hőmérséklete picit megnő

20 Szunyajev Zeldovics-effektus

21 Az integrális vagy késői Sachs Wolfe-effektus (ISW) 2 Ha egy foton potenciálgödörbe zuhan energiát nyer potenciálgödörből mászik ki energiát veszít gravitációsan kötött rendszerek esetében E = 0 de ha van Λ, akkor az effektus mindig megjelenik A háttér fotonjai nagy üregeken és szuperklasztereken haladnak át az áthaladás ideje hosszú ezalatt a potenciált a sötét energia megváltoztatja a potenciál laposabbá válik a fotonok nettó energiát nyernek/veszítenek forró/hideg foltok a CMB-n 2 Nem lineáris rendben számolva gyakran Rees Sciama-effektusnak hívjuk

22 Az integrális Sachs Wolfe-effektus első kimutatása Sok klaszterre és üregre kell összegezni Granett, Neyrinck & Szapudi (2008)

23 Elektromágneses hullámok polarizációja A z irányba terjedő monokromatikus elektromágneses síkhullám: E x = a x (t)e i(ω 0t θ x (t)) E y = a y (t)e i(ω 0t θ y (t)) a háttérsugárzás se nem koherens, se nem monokromatikus a sugárzás részlegesen polarizált, ha a két komponens korrelál jellemzése a koherenciamátrixszal I ij = E xex Ex Ey Ex E y Ey Ey

24 Stokes-paraméterek A polarizáció megállapításához jól mérhető mennyiségek kellenek relatív intenzitás különböző polarizációs irányokban Stokes-paraméterek: I = Ex 2 + E 2 y Q = Ex 2 E 2 y U = 2Re( E x Ey ) V = 2Im( E x E y ) U és V nem tűnik könnyen mérhetőnek, de kiderül: I = I (0 ) + I (90 ) Q = I (0 ) I (90 ) U = I (45 ) I (135 ) V = I R I L

25 Stokes-paraméterek

26 A lineáris polarizáció eredete A Thomson szórás a beeső fotont szórja lineáris polarizációt okoz ha a beeső sugárzás izotróp nincsen nettó polarizáció

27 A lineáris polarizáció eredete Ha a beeső sugárzásnak van kvadrupól komponense az nettó lineáris polarizációt okoz.

28 A lineáris polarizáció kovarianciatenzora A lineáris polarizációt leíró Stokes-paraméterek tenzorba rendezhetők: ( ) Q U P ab = 1 2 U Q A polarizáció CMB esetén a gömbön van értelmezve: P ab = P ab (θ, φ)

29 Az E és B módusok P ab (θ, φ) a Helmholtz-dekompozícióhoz hasonlóan felbontható rotációmentes és divergenciamentes tagokra ezeket rögtön ki lehet fejteni a gömbi harmonikusok megfelelő általánosításának terén P ab (θ, φ) l [ ] = a(lm) E T Y (lm)ab E (θ, φ) + ab (lm) Y (lm)ab B (θ, φ) 0 l=2 m= l Az Y(lm) E és Y (lm) B függvények a hagyományos gömbfüggvények θ szerinti első és második deriváltjainak tenzorba rendezéséből jönnek. Ebből különböző keresztkorrelációs spektrumokat lehet definiálni: Cl AB = 1 l alm A 2l + 1 ab lm m= l

30 Kvadrupól anizotrópia Háromféle perturbáció okoz kvadrupól anizotrópiát m = 0: skalárperturbációk : csak E m = ±1: vektorperturbációk : B dominál m = ±2: gravitációs hullámok : E és B egyformán Ez lokálisan igaz, egy síkhullámot tekintve. felösszegzünk az összes hullámszámra mi átöröklődik át a végső polarizációs mintázatba? a paritás, vagyis az E és B módusok nem keverednek a hőmérséklet fluktuációival vett korreláció

31 Miért fontos a polarizáció mérése? A korai univerzumból származó B módusok a vektorperturbációk hamar kihalnak csak a korai gravitációs hullámokból jöhetnek (tenzorperturbációk) vagy az előtérből! A hőmérsékleti anizotrópiát erősen befolyásolja az előtér: Szunyajev Zeldovics-effektus Rees Schiama-effektus (integrált Sachs Wolfe-effektus) A polarizáció az előtérre sokkal kevésbé érzékeny gravitációs lencsézés okozhat E B keveredést galaktikus forrása is lehet a B módusnak

32 A BB-keresztkorreláció teljesítményspektruma

33 A galaktikus előtér Forrás: Planck Konzorcium (2013)

Hasonló dokumentumok

Komplex Rendszerek Fizikája Tanszék április 28.

A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás Dobos László Komplex Rendszerek Fizikája Tanszék dobos@complex.elte.hu É 5.60 2014. április 28. A korai Univerzumot kitöltő plazma Az Univerzum kezdetén egzotikus