Astronomia pozagalaktyczna Wykład 9 Kosmologia obserwacyjna

1. Astronomia pozagalaktyczna Wykład 9 Kosmologia obserwacyjna

2. Parametry kosmologiczne Kosmologia obserwacyjna ma za zadanie jak najdokładniejsze wyznaczenie parametrów kosmologicznych. Należą do nich: - stała Hubble’a, H0, - obecna wartość parametru spowolnienia, q0, - wiek Wszechświata, t0, - obecna wartość parametru gęstości dla materii, Ωm,0, - obecna wartość parametru gęstości dla stałej kosmologicznej/ciemnej energii, ΩΛ, 0, alternatywnie Λ, - obecna wartość parametru gęstości dla materii barionowej, Ωb,0, składnika Ωm,0, - temperatura CBR, TCBR, Obecnie najdokładniej znamy TCBR = 2,725 ± 0,002 K (z COBE)

3. Wyznaczanie stałej Hubble’a (H0) Stała Hubble’a jest z wielu względów najbardziej fundamentalnym parametrem kosmologicznym. Jest najściślej związana z ‘teoretycznymi’ parametrami charakteryzującymi modele FRW. Charakteryzuje obecne tempo ekspansji Wszechświata. Przypomnijmy, że parametr Hubble’a: H(t) = [dR(t)/dt]/R(t) stała Hubble’a H0 = H(t0) oraz z = H0d/c • Ta ostatnia zależność (prawdziwa dla z ≲ 0,2) daje nam pierwszą metodę pomiaru H0: • H0= cz/d • Wielkościami, które należy mierzyć są: • przesunięcie ku czerwieni, z (dość łatwe), • odległość, d (metodą niezależną od prawa Hubble’a, oczywiście). • Ruchy własne galaktyk będą dawać naturalny rozrzut tej relacji.

4. Wyznaczanie stałej Hubble’a (H0) – c.d. Pierwsze wyznaczenie: 500 km s-1 Mpc-1 Hubble, 1929, Proc. Nat. Acad. Sci. USA 15, 168 Odległości: głównie z cefeid.

5. Wyznaczanie stałej Hubble’a (H0) – c.d. • Początkowe oszacowania H0 (lata 50-te i wcześniej) były zawyżane głownie dlatego, że: • nie rozróżniano cefeid I i II populacji, • do wyznaczenia używano tylko bliskich galaktyk, których ruch jest zdominowany przez przyciąganie lokalnej supergromady. Począwszy od lat 80-tych wyznaczane wartości H0 utrzymywały się w granicach między 50 a 100 km s-1 Mpc-1.

6. Wyznaczanie stałej Hubble’a (H0) – c.d. W celu dokładnego wyznaczenia stałej Hubble’a zainicjowano ‘HST Key Project’, którego wynikiem była wartość H0 = 72 ± 8 km s-1 Mpc-1. (Freedman i in., 2001, ApJ 553,47) • HST KP polegał na tym, że najpierw użyto zależności P-L dla cefeid do kalibracji innych metod. Punkt zerowy tej zależności wyznaczono używając cefeid z LMC (d = 50 kpc). Cefeidy obserwowano w galaktykach leżących w odległościach 3-25 Mpc – na tych galaktykach kalibrowano inne metody, oparte na: • - SN typu Ia, • SN typu II, • relacji Tully-Fishera, • relacjach dla płaszczyzn fundamentalnych, • fluktuacjach jasności powierzchniowej. • Stosując wspomniane metody wyznaczono odległości do dalszych galaktyk, takich, których ruch jest zdominowany przez strumień Hubble’a, a nie ruchy lokalne/własne.

7. Wyznaczanie stałej Hubble’a (H0) – c.d.

8. Kwazar QSO 0957+561 Obraz A Soczewkująca galaktyka Obraz B Wyznaczanie stałej Hubble’a (H0) – kwazary Inna metoda wykorzystuje zjawisko makrosoczewkowania, a dokładniej: pomiar różnicy dróg optycznych wielokrotnych obrazów kwazarów, które są zmienne (zależy od H0). Ale... konieczny jest dobry model soczewkującego obiektu.

9. Wyznaczanie stałej Hubble’a (H0) – kwazary Δt ≈ 415 dni Oscoz i in., 1997, ApJ 479,L89 : H0 = 65 ± 15 km s-1 Mpc-1 Fassnacht i in., 2002, ApJ 581,823, H0 = 61-65 ± 6 km s-1 Mpc-1

10. Wyznaczanie stałej Hubble’a (H0) – c.d. WMAP: H0 = 71 ± 4 km s-1 Mpc-1 (po roku obserwacji). H0 = 70 ± 3 km s-1 Mpc-1 (po 3 latach obserwacji).

11. Efekt Suniajewa-Zeldowicza W dużych gromadach galaktyk występuje gorący gaz, obserwowany w promieniowaniu rentgenowskim, który bywa najmasywniejszym składnikiem widocznej materii.

12. Efekt Suniajewa-Zeldowicza – c.d. Efekt Suniajewa-Zeldowicza (S-Z) polega na zmianie natężenia CMBR w kierunku gromady spowodowanym rozpraszaniem komptonowskim fotonów CMBR przez elektrony termiczne (odwrotny efekt Comptona). Fotony te zyskują energię (rzędu 0,05%), co można interpretować jako lokalną zmianę temperatury CMBR. W T jest to efekt rzędu 0,4 mK, mały, ale 5-10 razy większy niż anizotropie CMBR. Czego oczekujemy? W niższych częstościach oczekujemy spadku, w wyższych – wzrostu temperatury CMBR Oczywiście LOKALNIE !

13. Efekt Suniajewa-Zeldowicza – c.d.

14. Efekt Suniajewa-Zeldowicza – c.d.

15. Efekt Suniajewa-Zeldowicza – c.d. Mierząc efekt S-Z wyznaczamy głębokość optyczną: τ = σνNeL, gdzie σνjest przekrojem czynnym na rozpraszanie komptonowskie, L – długością, na której zachodzi efekt S-Z, a Ne– koncentracją elektronów. Z obserwacji rentgenowskich możemy wyznaczyć miarę emisji: E = Ne2L. Mamy więc dwa równania i dwie niewiadome: Ne i L. Znając L i rozmiary kątowe gromady θ, możemy wyznaczyć d, a stąd H0 = zc/d. Sunyaev i Zel’dovich, 1980, ARA&A 18,537 Rephaeli, 1995, ARA&A 33,541: H0 = 58 ± 6 km s-1 Mpc-1 Carlstrom i in., 2002, ARA&A 40,643: H0 = 65 ± 15 km s-1 Mpc-1

16. Sposób wyznaczenia wynika z równania, które już znamy: Krótko mówiąc – może być to zależność d(z) dla odległych (z > 0,1) galaktyk. Wyznaczanie obecnej wartości parametru spowolnienia q0 Stała Hubble’a jest miernikiem obecnego tempa ekspansji Wszechświata, natomiast o tym, czy ta ekspansja przyspiesza czy zwalnia decyduje wartość obecnej wartości parametru spowolnienia q0. Pomiary tak odległych galaktyk stały się możliwe dopiero kiedy zaczął obserwować 5-m teleskop na Mt.Palomar. Jako metody pomiaru odległości używano jasności absolutnej najjaśniejszej galaktyki w gromadzie. Przegląd galaktyk dla z < 0,18, opublikowany w roku 1956, dał wartość q0 = 3,7 ± 0,8. Wkrótce nowe pomiary dały 1,0 ± 0,5 i 0,2 ± 0,5.

17. 1960 – 18 1970 – 16 1980 – 17 1985 – 21 1990 – 38 1995 – 58 2000 – 184 2001 – 279 2002 – 306 2003 – 310 2004 – 249 2005 – 367 2006 – 551 2007 – 572 2008 - 251 http://cfa-www.harvard.edu/iau/lists/Supernovae.html Wyznaczanie obecnej wartości parametru spowolnienia q0 Wiarygodnym sposobem oszacowania q0 stały się dopiero metody, które dawały wiarygodne odległości dla dużych z: czyli w oparciu o supernowe typu Ia. Programy poszukujące supernowych (w większości odległych): High-z Supernova Search Supernova Cosmology Project Calan/Tololo Supernova Survey CHilean Automatic Supernova sEarch (CHASE) Lick Observatory Supernova Search (LOSS) (Equation of State: SupErNovae trace Cosmic Expansion) ESSENCE SDSS II Nearby Supernova Factory

18. Wyznaczanie obecnej wartości parametru spowolnienia q0

19. Wyznaczanie obecnej wartości parametru spowolnienia q0

20. Wyznaczanie obecnej wartości parametru spowolnienia q0

21. Wyznaczanie obecnej wartości parametru spowolnienia q0 Istnieje pewien naturalny rozrzut jasności absolutnych SN Ia, ale na szczęście koreluje się on z długością trwania maksimum blasku.

22. Wyznaczanie obecnej wartości parametru spowolnienia q0

23. Wyznaczanie obecnej wartości parametru spowolnienia q0

24. Wyznaczanie obecnej wartości parametru spowolnienia q0 Współczesne pomiary dają -0,6 < q0 < 0 EKSPANSJA WSZECHŚWIATA PRZYSPIESZA !

25. Wyznaczanie obecnej wartości parametru spowolnienia q0

26. Wyznaczanie obecnej wartości parametrów gęstości Przypomnijmy definicję parametrów gęstości. Są to gęstości odniesione do gęstości krytycznej ρcrit odpowiadającej gęstości ‘krytycznego Wszechświata’ z Λ = 0 i k = 0. ρcrit(t) = 3H(t)2/8πG Parametr gęstości dla materii: Ωm(t) = ρm(t)/ρcrit(t) Parametr gęstości dla materii barionowej: Ωb(t) = ρb(t)/ρcrit(t) Parametr gęstości dla stałej kosmologicznej/gęstości energii: ΩΛ(t) = ρΛ/ρcrit(t) ρΛ = Λc2/8πG Oczywiście wyznaczamy obecne wartości tych parametrów, czyli Ωm,0,Ωb,0iΩΛ,0

27. Pokazaliśmy już wcześniej, że Z obserwacji supernowych można wyznaczyć q0, co daje nam liniową zależność pomiędzy Ωm,0 a ΩΛ,0: ΩΛ,0 = Ωm,0/2– q0 -q0 Wyznaczanie obecnej wartości parametrów gęstości Wykres pokazany obok wyklucza model z ΩΛ,0 = 0 i Ωm,0 = 1 uważany do niedawna za najlepszy !!! Zakładając k = 0, co oznacza Ωm,0 + ΩΛ,0 = 1dostajemy z pomiaru supernowych: Ωm,0 = 0,28 ± 0,09 (SCP) Ωm,0 = 0,32 ± 0,10 (High-z SS)

28. Wyznaczanie obecnej wartości parametrów gęstości Istnieje bardzo wiele metod wyznaczania Ωm,0, choć wiele z nich daje wyniki mało wiarygodne. Jedna z lepszych oparta jest na stosunku M/L (masy do mocy promieniowania). Zasada tej metody opiera się na tym, że łatwiej jest zmierzyć gęstość mocy promieniowania (oznaczmy ją przez j) niż gęstość materii. Jeśli tylko wiemy, jakie jest M/L, to mierząc j dostaniemy oszacowanie ρm. Mamy więc: Ωm = ρm/ρcrit= [(M/L)Univ·jUniv]/ρcrit Jeśli chcemy wyznaczyć Ωm,0, musimy pamiętać, że M/L i j w ogólności zależą od czasu. Pierwsze próby wyznaczenia Ωm,0 tą metodą zostały zrobione przez Fritza Zwicky’ego w latach 50-tych. Nowsze wyniki (zakładając, że w dużej skali M/L jest takie jak dla gromad galaktyk): Carlberg i in., 1997, ApJ 478,462: (M/L) = 213 ± 59 h Mʘ/Lʘ. j = 1136 ± 138 h ρcrit Mʘ/Lʘ, Ωm,0 = 0,19 ± 0,06 ± 0,04 (syst.) Bahcall i in., 2002, ApJ 565,L5: (M/L) = 240 ± 50 h Mʘ/Lʘ. Ωm,0 = 0,17 ± 0,05

29. Wyznaczanie obecnej wartości parametrów gęstości M/L rośnie wraz ze wzrostem skali. Metoda bazuje na tym, że począwszy od pewnej skali, M/L już się nie zmienia. Fakt, że M/L rośnie ze skalą świadczy też o tym, że ciemna materia jest we Wszechświecie rozpowszechniona. (obydwie metody są czułe na ciemną materię, tzn. włączają ją do Ωm.) Niewiele to nam mówi o jej naturze.

30. Pierwsze ograniczenie na Ωb,0 pochodzi z obserwowanej zawartości 2D, 3He, 4He i 7Li. Jest ono zgodne z 0,02 < Ωb,0 < 0,05. Wyznaczanie Ωb,0 Aby rozstrzygnąć przynajmniej to, czy ciemna materia występuje w postaci barionów czy nie (albo w jakiej części) dobrze byłoby wyznaczyć Ωb,0.

31. Wyznaczanie Ωb,0 – c.d. Drugie oszacowanie: W jakiej postaci występują bariony ? Postać materii barionowej Wkład do Ωb,0 % ---------------------------------------------------------- Gwiazdy w E i sferoidalnych systemach S 0,0026 18 Gwiazdy w dyskach S 0,0009 6 Gwiazdy w Irr 0,0001 1 Neutralny gaz atomowy 0,0003 2 Gaz molekularny 0,0003 2 Zjonizowany gaz w gromadach galaktyk 0,0026 18 Zjonizowany gaz w grupach galaktyk 0,0056 39 Zjonizowany gaz w obłokach 0,0020 14 ---------------------------------------------------------- Niektóre oszacowania mogą być niedokładne, niektóre składniki mogą nie być uwzględnione, ale generalny wniosek jest taki, że 0,007 < Ωb,0 < 0,041 Zatem Ωb,0 jest co najmniej kilka razy mniejsze od Ωm,0, coprowadzi nas do wniosku, że ciemna materia w ogromnej większości, a może nawet w całości nie jest złożona z materii barionowej.

32. Podstawowe własności CMBR • Przypomnijmy podstawowe własności CMBR: • CMBR jest bardzo jednorodne, a niejednorodności występują dopiero na poziomie 10-5. • CMBR jest promieniowaniem termicznym z charakterystyczną temperaturą równą 2,725 K. Jego rozkład jest idealnie planckowski, a maksimum natężenia przypada na λ≈ 1 mm. • CMBR powstało w okresie rekombinacji. Oznacza to, że fotony CMBR zostały rozproszone ostatni raz kiedy wiek Wszechświata wynosił około 380 tys. lat, kiedy jego temperatura wynosiło około 3000 K. • Od tego czasu temperatura tego promieniowania spadła około 1100 razy. Oznacza to też, że w momencie rozproszenia (powierzchnia ostatniego rozproszenia) z = 1100. • Anizotropie, mimo ich bardzo małej amplitudy, niosą w sobie bardzo dużo informacji o parametrach kosmologicznych.

33. CMBR: historia Odkrycie (przypadkowe) 1965 – Arno A. Penzias, Robert W. Wilson λ≈ 70 mm. Pierwsze pomiary w okolicy maksimum – z rakiet i balonów Odkrycie dipolowej anizotropii 1977 na podstawie obserwacji zrobionych z pokładu U-2. Obserwacje z lat 70-tych i 80-tych wskazywały na prawdopodobnie planckowski charakter. Anizotropie nie zostały odkryte w tym czasie.

34. CMBR: anizotropie (COBE, 1989-1993)

35. CMBR: anizotropie (COBE, 1989-1993) Anizotropie mierzył przyrząd DMR, następca detektorów z U-2, który nie mierzył absolutnej wartości TCMBR, ale różnicę w kierunkach odległych o 60º w trzech długościach fali: 3,3, 5,7 i 9,6 mm. Rozdzielczość: około 7º. Pierwsza mapa anizotropii CMBR została pokazana w kwietniu 1992 roku.

36. CMBR: anizotropie (BOOMERanG) Na początku lat 90-tych prowadzono pomiary balonowe – pokryty był mniejszy obszar, ale z dużo lepszą rozdzielczością (< 1º). Najciekawszy projekt nazywał się BOOMERanG (balloon observations of millimetric extragalactic radiation and geophysics). Detektor był chłodzony do temperatury 0,28 K umieszczony w ognisku 1,2-m teleskopu wynoszonego na wysokość 37 km nad Antarktydą. Czas trwania obserwacji – 29.XII.1998 – 9.I.1999, 6-21.I.2003, częstotliwości: 90, 150, 240, 400 MHz, pokrycie: 1800 st.kw. (3% nieba).

37. CMBR: anizotropie (BOOMERanG)

38. CMBR: anizotropie (BOOMERanG)

39. CMBR: anizotropie (BOOMERanG)

40. ARCHEOPS: 25%, 8’, 143-545 GHz, 1,5 m MAXIMA: 0,5%, 10’, 150 GHz 1,3 m CMBR: anizotropie (inne projekty) MAT/TOCO: (odkrycie maksimum akustycznego) QMAP, DASI, CBI, ACBAR, VSA

41. WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) Obserwacje: od 30 VI 2001orbita: okolice L2, 5 pasm w zakresie między 22 a 90 GHz

42. WMAP K – 22 GHz

43. WMAP Ka – 33 GHz

44. WMAP Q – 41 GHz

45. WMAP V – 61 GHz

46. WMAP W – 94 GHz

47. WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) Obserwowane długości fal: 3,2 (W), 4.9 (V), 7.3 (Q), 9.1 (Ka) i 13 (K) mm.

48. WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) Rozdzielczość: 7º 0,2º

49. WMAP: mapa po 3 latach obserwacji

50. WMAP: mapa po 3 latach obserwacji