A Modern Kozmológia felújhodása A preciziós kozmológia első eredményei

Átírás

1

2 A Modern Kozmológia felújhodása A preciziós kozmológia első eredményei Ia típusú szupernovák magas z-nél CMB fluktuációs spektrum és polarizáció LSS és más módszerek A reionizáció problémája Kozmológia es alapvető fizika

3 A Változó Perspektiva: Akkor 1980 előtt : H 0 = Hubble állandó Ω 0 = sürűség paraméter n γ /n b = foton/baryon számhányad Ω Λ, kozmológiai állandó (?) Melyek okvetlen szükségesek? Komolyan vegyuk-e a kozmológiai allandó(ka)t?

4 A Változó Perspektiva: Most 2004 Május h = H 0 /100 km/s/mpc ω b = Ω b h 2, baryonsürüségparaméter ω d = Ω d h 2, sotétanyag sürüségparaméter Ω Λ = sötét energia sürüségparaméter w = sötét energia állapotegyenlet τ = reionizaciós optikai mélység Ω k = térgörbület, Ω b + Ω d + Ω Λ = 1 - Ω k ~ 1 kedvezett A s = skaláris power spectrum amplitudó n s = skalár spektrál kitevő; n s = 1 kedvezett a = skaláris spektrum kitevő változása (running) r = tenzor-skalár hányad n t = tenzor spektrál kitevő b= bias-faktor (fényes és sötetanyag kontraszt) f ν = neutrino hányad=r n /r d

5 Melyek Kötelezőek? h = H 0 /100 km/s/mpc ω b = Ω b h 2, baryonsürüségparaméter ω d = Ω d h 2, sotétanyag sürüségparaméter Ω Λ = sötét energia sürüségparaméter w = sötét energia állapotegyenlet τ = reionizaciós optikai mélység Ω k = térgörbület, Ω b + Ω d +Ω k =1 A s = skaláris power spectrum amplitudó n s = skalár spektrál kitevő; n s = 1 kedvezett a = skaláris spektrum kitevő változása (running) r = tenzor-skalár hányad n t = tenzor spektrál kitevő b= bias-faktor f ν = neutrino hányad

6 1. 1a típusu Szupernovák

7 1a típusu Szupernovák Jó standard gyertyák : Alacsony vöröseltolódású fénygörbe sablon A maximum luminozitás állandósága még jobb, ha figyelembe vesszük a luminozitás és a fénygörbe szélesség korrelációt

8 SN 1a Hubble-diagramm (régebbi adatokkal) Vákuum Üres EdeS W m W L W K EdeS (anyag) 1 O O Üres O O 1 Vákuum energia O 1 O (~ kozmológiai állandó)

9 1a szupernova Hubble-diagramm (újabb adatokkal) Zárt (lassuló) Nyílt (gyorsuló) gyorsuló lassuló SN + WMAP konkordancia model Ω m =0.27, Ω Λ =0.73, H 0 =71

10 A magas-z szupernova projekt eredményei Van gyorsulás, de régebben volt lassulás, nem tömeghiány Ha w ª p/r =-1, (pld. kozmológiai állandó, de általánosan sötét energia ) akkor H 0 t 0 =0.96 ± 0.04 és Ω Λ -1.4 Ω M =0.35 ±0.14 Ha ráadást Euklidi, Ω k = 0, Ω M = 0.28 ± 0.05 Ha Ω M a 2DF survey által kényszerül, és Ω k = 0, < w < (Tonry et al, 2003)

11 A szupernova kozmológia projekt (egymagába véve) Mivel Ω M 0.25 (cluster sugárzás, viriál sebességek) szükségszerüen fennáll hogy véges Ω Λ van Jóval szorosabban szögezi le az Ω Λ értékét mint a korábbi lencsézési mérések eredményei

12 Remélhetőleg a jövőben: SNAP Projekt 2 méteres űrtávcső 1 fokos látszögű mozaik kamera 1 milliárd (10 9 ) pixel Szpektrálfotometria nm Több ezer SN, 0.3 z 1.7 között Sok más kozmológiai adat Fokozott hangsúly gyenge lencsézésre Dedikált műbolygó, többször vagy folyton figyel adott égboltrészt Mozgórészek nélkül 3 évi kezdeti üzemelés (olcsón hosszabitható)

13 Továbbá: James Webb Űrtávcső (JWST) NASA, t 2012 Difrakció limitált 6-7 méteres átmérőjü távcső 2 µm-nél Optikai és közép infravörös közötti megfigyelések (0.6-5 és 5-27 mm) Irány stabilitás a típusú szupernovák: Kozmológia II típusú szupernovák: a kémiai elementumok eredete, nukleoszintézis

14 2. Nagyskálájú struktúrák (LSS) és a Kozmikus Mikrohullám Háttérsugárzás (CMB) fluktuációk és polarizáció

15 A CMB és a nagyskálájú struktúra (LSS) Hogyan hozható összhangba a CMB power spektruma a ma megfigyelt galaxisok nagyskálájú strukturájával (a nagyskálájú tömegspektrum)

16 A Geller-Huchra felmérés A Nagy Űreg A Nagy Fal A galaxisok elhelyezkedését térképezte fel, az Univerzumnak egy szeletén belül. A Tejút az ábra közepén van. Nagyskálájú üregek (voids) és falak vannak, nagyságuk ~50-szorosa egy galaxis halmaznak

17 A Geller-Huchra felmérés A Nagy Fal A galaxisok ebben a szeletben helyezkednek el A nagy üreg. A galaxisok elhelyezkedését térképezte fel, az Univerzumnak egy adott szeletén belül. A Tejút az ábra közepén van. Hatalmas üregek (voids) és falak észlelhetők, melyek nagysága 50- szorosa egy galaxis halmaznak

18 A 2dF (2 fokos mező) felmérés 180,000+ galaxis redshiftjét mérte szeletekben Több nagy üreg és fal látható itt is Multi-fibre szpectroszkópia az Anglo-Australian Telescope-al

19 A 3-D Galaxis eloszlás a Sloan Digital Sky Survey (SDSS)-ben A 3D gravitáló anyag tömegeloszás power spektrumát adta meg, 200,000 galaxis alapján az SDSS felmérés, galaxisoktól supercluster skálákig

20 Mit hoz a CMB? Jeans tömeg, baryonok és sugárzás szétcsatolása és Doppler csúcsok z eq z dec z z dec z eq DM Fluktuációk növekednek z time

21 Az CMB fluktuációs power spektrum Acoustic peaks Observed by COBE

22 Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) 2001 Június 30-ika óta gyüjt adatokat

23 WMAP COBE Image of the Sky

24 WMAP power spektrum Kitünő egybehangzás a síma ΛCDM modellel Első csúcs helyzete: K@0, W magassága: W b d 0.05 Valamenyire kisebb amplitudók alacsony l-nél Keresztkorreláció a polarizáció és a skalár power spektrum amplitudói között egyezik a síma skalár tér plusz reiónizáció elvárásaira

25 WMAP+Sloan+SN Tömegeloszlás spektrum Széles sárga sáv: csak CMB Keskeny sárga sáv: plusz f ν =0, w=-1 Narancs sáv: plusz Ω k =r=a=0 Kék sáv: plusz SDSS galaxis power spektrum Tegmark et al 2003

26 WMAP és SDSS adatai egybevéve Sárga: WMAP egymagában Piros: WMAP plusz SDSS

27 WMAP + SDSS minimál megoldás (h = 0.7) ω b = ω d = 0.12 Ω Λ = 0.72 w = 1 t = 0.17 Ω k = 0 A s = 0.89 n s = 1 a = 0 r = 0 n t = 0 (b = 1) f ν = 0

28 A tömegsürűség fluktuációk spektruma, más adatok bevetésével Kék vonal: a szabványos Harrison- Zeldovich spektrum (n=1 kitevővel, plusz áttételfüggvény)

29 3. Más Független Adatok

30 Hubble Állandó Legjobb Becslések Freedman et al: HST key project végeredmény H 0 = 72±7 (1σ) km/s/mpc Más becslések: - Sandage-Tammann: Ia szupernovák H 0 = 59 km/s/mpc - Gravitációs lencsézés időkülömbségek H 0 = (60-65) km/s/mpc - Sunyaev-Zeldovich effektus H 0 = (50-60) km/s/mpc

31 A Könnyű Elemek Képződése Abundance by mass Helium-4 Density of ordinary matter in the Universe Deuterium Helium-3 Lithium-7 Critical density of matter in the Universe Observed He-4 Observed D Observed He-3 Observed Li-7 A könnyű elemek, 4 He, 3 He, D, 7 Li, amik a Nagy Bum első fázisaiban keletkeztek, nagyon nehezen magyarázhatók csillagokon belüli nukleoszintézissel. A Nagy Bum által jósolt mennyiségek jól egyeznek a megfigyelésekkel, egy adott baryon sűrüségre : ω b = ± Average density of the Universe kg m -3

32 A csillagok kora és a magfizikai kronológia A legöregebb, gömbhalmazbeli fémszegény csillagok korai a fősorrendröl letérési pontjukrol számitható. Fehértörpék hülési ideje Magfizikai kronológia gia: : a galaxis kora mgegyezik a fentiekkel: Az Univerzum kora legalább T gal gal = 12 ± 2 milliárd év

33 Kilátások, kérdések Mennyire komolyan vehetőek a többi paraméterek? Lehetőség új fizikára. A megfigyelési precizió növelésének fontossága, ameddig ezek elérik a kozmikus variancia korlátot A polarizációs megfigyelések fontossága a tenzor módok keresése ki kell küszöbölni az összetévesztést a gravitációs lencsézés okozta polarizált skalár módokal. A nagyon magas l-re kiterjesztés újefektusok mint pld. a Sunyaev-Zeldovich kihasználása.

34 Nagyskálájú tömeg eloszlás 2DF és SDSS után Következő nemzedéki nagy távcsövek nagyon mély felmérések GSMT, OWL (t 30 m Φ ) Gravitációs lencsézés, sötet anyag eloszlása. Az infravörös hullámhosszak fontossága a por problémája- SIRTF,. Felmérések más hullámhosszakba, sub-mm, rádió : termál, nem-termál - ALMA, LOFAR Röntgen sugarak és a meleg gáz eloszlása távoli halmazok XEUS, CON-X A HI Univerzum SKA Square Kilometre Array. A HI galaxisokon belüli és kívüli eloszlása.

35 4. A Re-íonizációs Probléma

36 A magas-z Intergalaktikus Gáz (IGM) állapota A rekombináció és reionizáció közötti idő kulcsfontosságú a galaxisképződés megértéséhez A megfigyelt Gunn- Peterson vályúk valóban re-ionizációt jelentenek? Milyen a re-ionizáció lefolyása?

37 WMAP és Re-ionizáció Az erős polarizációs mérések alacsony l-nél nagy Thomson- szórási optikai mélységre utalnak WMAP eredmények szerint 14 d z r d 20 Összeegyeztethető ez a megfigyelt Gunn- Peterson vályúkkal? Potenciálisan komplikált re-ionizációs folyamat

38 A PLANCK műbolygó (ESA,~2007) Planck Carrier mode for Planck-FIRST

39 Neutrális HI 21 cm-es erdő: filamentáris abszorció Vannak-e elegendő erős rádióforrások magas z-nél? Efölött még a 21 cm-es emisszió is fontos, és mérhető (Carilli et al 2002)

40 A Re-ionizációs korszak és a Négyzetkilométeres Array (SKA) Potenciálisan felmérheti az Univerzumot HI-en a komplex re-ionizációs korszakon keresztül. Emissziós úgymint abszorciós kiserletek Sok más asztrofizikai felhasználhatóság. t 2012?

41 Gamma-kitörések (GRBk) (az u.n hosszu típusú, t g t 10 s) Masszív csillag összeomlása (mellékjelenete egy Ic szupernova )

42 Generikus GRB Relativisztikus Csóva gamma-sugár UV/opt/IR/radio gamma X UV/optical IR mm radio központi fotoszféra belső külső lökéshullám hajtómű lökéshullám (hátra) (előre) (v. magnet. diszipáció) Azonnali g-ák Hosszú időtartamú utófény

43 A GRB utófény előnye a kvázárok felett ( mint kontínuum forrás, lásd pld astro-ph/ ; ) Rövid, ultrafényes csillagforrás, ) nagy vöröseltolódás Kvázárokat és galaxisokat túlragyogja (kb. egy napig) Korábban fordulhatnak elő mint a kvázárok v. galaxisok íg-sugár elsütő (trigger) teljes églefedésü ellenörzést enged Szélessávú síma spektrum nyugalomrendszeri UV íg Az IGMböl származó vonalak mérésere alkalmas, az íonizációs-termális állapot és fémmenyiseg ellenörzésére A megfigyelt fluxus adott megfigyelési időre (korra) nem halványul lényegesen a vöröseltolódással (kozmológiai időelnyulás ellenhatása a fényességtávolságra) Csak gyenge megzavarása a környékező IGM nek - Rövidéletü: elhanyagolható a GRB okozta IGM íonizáció - Kistömegü galaxis: gyenge IGM beesés, Lya vonalemisszió

44 GRB O/IR detektálhatóság GRB visszacsapódó és előretörő lökéshullámok O-IR fényessége a redshift függvényeként Két sürűség profil esetére, n= const (kereszt) és n (1+ z) 4 (anélkül). Megfigyelési idők : (szolid, szaggatott, pontozott vonal) t obs =1 perc, 2 óra, 1 nap V@O.5 mm, K=2.2 mm, M =4.4 mm ROTSE érzékenység 1O perc és 2 órára számitva. JWST érzékenység R=1OOO felbontás, S/N=1O és 1 órás integrációs idő. ROTSE(V): z d5, JWST (K): z d 17, JWST(M): z d 36 (amenyiben van GRB ilyen távólságra) L. Gou, et al. 04, ApJ in press, astro-ph/ )

45 Elvárás ~ GRB/év lokalizáció és követés gamma/röntgen/optikai Ezeknél vöröseltolódás (fotom., szpektr.) További nemlokalizált fénygörbe Swift Kilövés t Szept. 04 NASA, Penn State, Leicester, Miláno, London, Róma kollab. BAT: kev CdZnT, FOV: 2 sr, q~1-4 pozició felbontás XRT: kev CCD, q~1 szögfelbontás UVOT: nm, q~0.5 szögfelbontás

46 5. Kozmológia és Alapvető Kérdések

47 Alapvető Kérdések, melyekhez hozzáállás várható a közeljövőben Az inflációs folyamat kimutató jelei A kozmologiai állandó finom beállitása, Ω Λ A sötét anyag azonossága A sötét energia fizikai eredete A sötét energia állapotegyenlete változik-e az idővel? Qvintesszencia? A kezdetbeli gravitációs hullámok szerepe A skalárperturbációs spektrum eredetének fizikai értelmezése- részletesen.

48

49 Kozmológiai alapegyenletek Friedmann : Newtoni megfelelő : [ M=(4p/3)rR 3 ] R& R 2 8π G ρ 3 2 H = = T R& m 2 2 GmM R Kc R mkc = const= K=totál energia, K<0 negativ görbület, pozitiv energia, nyilt univerzum K>0, pozitív görbűlet, negatív energia, zárt univerzum

50 Energia Sűrüség Energia megtartás dv-ben de = pdv Energia sűrüség ρc 2 d( ρc R ) = Pd( R ) Friedmannból Totál energia d dt R& R & ρ = 3( R& / Rc )( P + ρc 2 R && = (4πGR/3)( ρ + 3P / ρ = ρ + ρ + T m r ρ 3 V 2 2 c ) ) Kozmológiai állandó Λ ρ V = Λ 8 π G

51 Áll. Egy. En.sűr. Hossz. Idő füg. sugárzás P=⅓ rc 2 r R -4 R t 1/2 r t -2 Anyag P=⅔rv 2 r R -3 R t 2/3 r t -2 Vákuum P= - rc 2 r const R e ⅓Λt r const r c = (3/8pG)H 02 = kg/m 3 : kritikus sűrüség (K=0, t=t 0, most) r r = kg/m 3, W r 0.01 r b = kg/m 3, W b 0.05 r m = kg/m 3, W m 0.3 W = (r / r c ) = 1+(Kc 2 / [H 0 R(t 0 )] 2 (Friedmann) : ha K=0 W=1 minden t-re K=0 : W = W r +W m + W V K 0 : W K = r K /r c =-Kc 2 /[H 0 R(0)] 2 ; W+W K =W r +W m +W V +W K =1, W=1-W K

52 Vákuum Állapotegyenlet p = w r Sugárzás: w=1/3, p = (1/3) r Vakuum: w =? Vákuum: az alapállapotban véges energiajú oszcillációk vannak P=-r c 2 : Lorentz invarianciábol az állapot invariáns minden megfigyelő számára, minden időre 1) Klasszikusan: Pisztont adiabatikusan visszahúzunk dv változás vákuum energia keltés, de = rc 2 dv, a vákuumnyomás munkája révén, PdV. Energia megtartás P = - rc 2 2) Manapság a sőtét energia dominál, de nem dominálthatott a múltban, mível nagyskálájú strukturák nem jöhettek vólna létre. A struktúra növekedési idö ~(Gr m ) -1/2, ahol r m az anyag amely részt vesz a csoportosulásba, míg az expanziós idő ~(Gr tot ) -1/2, ha a görbület elhanyagohátó. Ha r total > r m, a struktúrák növekedése megáll. Miután ez csak zd1 körül történt, ahoz hogy a sőtét energia kevesebb legyen a múltban, lassaban kell növekednie mint a r m µ R -3 nyomásnélküli sötét anyag. Tehát a nyomása negativ kell hogy legyen: P= wrc 2, ahol w 0. Hogy a CMB és a jelenlegi struktúrák közötti konkordancia meglegyen, szükséges továbbá hogy wd-0.5. Miután dr/dt=(4pgr/3)(r+3p/c 2 ) r =const, minden t-re

53 Lassitási Paraméter RR && 4πG 2 q = = ρ 2 R& c H ( c + 3P) Ωm / + Ωr ΩV Ha a vákuum dominál, q 0, gyorsitás Üres Univerzum: W m =W r =W V =0 W K =1 szabadon fut SDSS kvázárok neutrális hányad x t10-3, z~6.3-nél WMAP polarizáció t T =0.17, z~17nél (ha x=0) (gyakorlatban akkor is ha x~ )

54 COBE és PLANCK összehasonlitás COBE PLANCK - Simulation

55 Az elvárt CMB fluktuációs spektrum mérési pontossága a PLANCK műbolygóval Figyelemre méltóak a nagyon kis hibamércék a magas gömbharmonikus l-eknél. Ezek kulcsfontosságuak a részletes fizikai információ elemzésére amit PLANCK-tol elvárnak.

56 Detectability of Afterglow Emission Near the Lya Wavelength Photometric redshift identification: based on the Lya trough z=5 z=11 z=9 z=7 z=15 JWST sensitivity Barkana & Loeb 2003 astro-ph/

57

58 Nagyskálájú mozgások elemzése A legjobb becslések szerint β=ω /b =0.43±0.07, de nagy fényeségekre kedvezve (ahol b=bias paraméter). Típikus galaxisokra korrigálva β = 0.54±0.09 A hideg sötét anyag sűrüsége, nagy skálákon átlagolva (ha h=0.7) Ω 0 = 0.3 (Peackock et al, 2001)

59 A tömegspektrum z-szerinti fejlődése A Press-Schechter formalizmus megközeliti a numerikus számitások eredményeit A galaxisok megfigyelt térbeli eloszlása, az aktív galaxisok és környezetük megfigyelései fontos teszteket adnak a hierarchikus csoportosulás modelre.

60

61 21 cm-es megfigyelések: Emiszió z=7.2 z=18.3 z=16.1 z=13.2 z=14.5 z=8.7 z=9.2 z=9.8 z=10.4 z=11.2 z=7.9 z=8.3 z=7.5 z= Mpc comoving ν=0.1 MHz Furlanetto et al. (2003)