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
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?
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
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
1. 1a típusu Szupernovák
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
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)
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
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, -1.48 < w < -0.72 (Tonry et al, 2003)
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
Remélhetőleg a jövőben: SNAP Projekt 2 méteres űrtávcső 1 fokos látszögű mozaik kamera 1 milliárd (10 9 ) pixel Szpektrálfotometria 400-1400 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)
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 0.01 1a típusú szupernovák: Kozmológia II típusú szupernovák: a kémiai elementumok eredete, nukleoszintézis
2. Nagyskálájú struktúrák (LSS) és a Kozmikus Mikrohullám Háttérsugárzás (CMB) fluktuációk és polarizáció
A CMB és a nagyskálájú struktúra (LSS) Hogyan hozható összhangba a CMB power spektruma a ma megfigyelt galaxisok nagyskálájú strukturájával (a nagyskálájú tömegspektrum)
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
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
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
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
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
Az CMB fluktuációs power spektrum Acoustic peaks Observed by COBE
Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) 2001 Június 30-ika óta gyüjt adatokat
WMAP COBE Image of the Sky
WMAP power spektrum Kitünő egybehangzás a síma ΛCDM modellel Első csúcs helyzete: K@0, W T @1 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
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
WMAP és SDSS adatai egybevéve Sárga: WMAP egymagában Piros: WMAP plusz SDSS
WMAP + SDSS minimál megoldás (h = 0.7) ω b = 0.024 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
A tömegsürűség fluktuációk spektruma, más adatok bevetésével Kék vonal: a szabványos Harrison- Zeldovich spektrum (n=1 kitevővel, plusz áttételfüggvény)
3. Más Független Adatok
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
A Könnyű Elemek Képződése Abundance by mass 10-2 10-6 10-10 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 : 10-29 10-27 10-25 ω b = 0.022 ± 0.002 Average density of the Universe kg m -3
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
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.
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.
4. A Re-íonizációs Probléma
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?
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
A PLANCK műbolygó (ESA,~2007) Planck Carrier mode for Planck-FIRST
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)
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?
Gamma-kitörések (GRBk) (az u.n hosszu típusú, t g t 10 s) Masszív csillag összeomlása (mellékjelenete egy Ic szupernova )
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
A GRB utófény előnye a kvázárok felett ( mint kontínuum forrás, lásd pld astro-ph/0307231; 0307489) 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
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/0307489)
Elvárás ~100-150 GRB/év lokalizáció és követés gamma/röntgen/optikai Ezeknél vöröseltolódás (fotom., szpektr.) További 100-150 nemlokalizált fénygörbe Swift Kilövés t Szept. 04 NASA, Penn State, Leicester, Miláno, London, Róma kollab. BAT: 10-150 kev CdZnT, FOV: 2 sr, q~1-4 pozició felbontás XRT: 0.2-10 kev CCD, q~1 szögfelbontás UVOT: 170-650 nm, q~0.5 szögfelbontás
5. Kozmológia és Alapvető Kérdések
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.
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= 2 2 2 2 K=totál energia, K<0 negativ görbület, pozitiv energia, nyilt univerzum K>0, pozitív görbűlet, negatív energia, zárt univerzum
Energia Sűrüség Energia megtartás dv-ben de = pdv Energia sűrüség ρc 2 d( ρc R ) = Pd( R ) Friedmannból Totál energia d dt R& R 2 3 2 & 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
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 = 9.2 10-27 kg/m 3 : kritikus sűrüség (K=0, t=t 0, most) r r = 9 10-29 kg/m 3, W r 0.01 r b = 4.5 10-28 kg/m 3, W b 0.05 r m = 3 10-27 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
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
Lassitási Paraméter RR && 4πG 2 q = = ρ 2 R& 2 2 2 3c 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~10-2 10-1 )
COBE és PLANCK összehasonlitás COBE PLANCK - Simulation
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.
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/0305470
Nagyskálájú mozgások elemzése A legjobb becslések szerint β=ω 0 0.6 /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)
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.
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=12.1 10 Mpc comoving ν=0.1 MHz Furlanetto et al. (2003)