A Modern Kozmológia felújhodásaA “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 :

H0 = Hubble állandóΩ0 = sürűség paraméternγ/nb = foton/baryon számhányadΩΛ , kozmológiai állandó (?)

Melyek okvetlen szükségesek?

Komolyan vegyuk-e a kozmológiai allandó(ka)t ?

A Változó Perspektiva: Most

h = H0/100 km/s/Mpcωb= Ωb h2, baryonsürüségparaméterωd= Ωd h2, sotétanyag sürüségparaméterΩΛ= sötét energia sürüségparaméterw = sötét energia állapotegyenletτ = reionizaciós optikai mélységΩk = térgörbület, Ωb + Ωd + ΩΛ = 1 - Ωk ~ 1 kedvezettAs = skaláris power spectrum amplitudóns= skalár spektrál kitevő; ns = 1 kedvezetta = skaláris spektrum kitevő változása (running)r = tenzor-skalár hányadnt= tenzor spektrál kitevőb= bias-faktor (fényes és sötetanyag kontraszt)fν= neutrino hányad=rn/rd

2004 Május

Melyek Kötelezőek?h = H0/100 km/s/Mpcωb= Ωb h2, baryonsürüségparaméterωd= Ωd h2, sotétanyag sürüségparaméterΩΛ= sötét energia sürüségparaméterw = sötét energia állapotegyenletτ = reionizaciós optikai mélységΩk = térgörbület, Ωb + Ωd +Ωk =1As = skaláris power spectrum amplitudóns= skalár spektrál kitevő; ns = 1 kedvezetta = skaláris spektrum kitevő változása (running)r = tenzor-skalár hányadnt= tenzor spektrál kitevőb= bias-faktorfν= neutrino hányad

1. 1a típusu Szupernovák

1a típusu Szupernovák

Jó “standard gyertyák”:Alacsony vöröseltolódású fénygörbe sablon

A maximum luminozitás állandósága még jobb, ha figyelembevesszük a luminozitás és a fénygörbe ‘szélesség’ korrelációt

SN 1a Hubble-diagramm(régebbi adatokkal)

EdeS

Vákuum

Üres

Wm WL WKEdeS (anyag) 1 O OÜres O O 1Vákuum energia O 1 O (~ kozmológiai állandó)

1a szupernova Hubble-diagramm(újabb adatokkal)

SN + WMAP konkordancia model Ωm=0.27, ΩΛ=0.73, H0=71

Zárt (lassuló) →

←Nyílt (gyorsuló)

lassuló

gyorsuló

A magas-z szupernova projekteredményei

Van gyorsulás, de régebben volt lassulás, → nem tömeghiányHa w ª p/r = -1,(pld. kozmológiai állandó, deáltalánosan “sötét energia”)

akkorH0t0=0.96 ± 0.04

ésΩΛ -1.4 ΩM =0.35 ±0.14

Ha ráadást Euklidi, Ωk = 0 ,ΩM= 0.28 ± 0.05

Ha ΩM a 2DF survey általkényszerül, és Ωk = 0,-1.48 < w < -0.72

(Tonry et al, 2003)

A szupernovakozmológia

projekt(egymagába véve)

Mivel ΩM ≥ 0.25(cluster sugárzás, viriál sebességek)

szükségszerüenfennáll hogyvéges ΩΛ van

Jóval szorosabban szögezi le az ΩΛ értékét mint a korábbi lencsézési mérések eredményei

SNAP Projekt

• 2 méteres űrtávcső• 1 fokos látszögű mozaik kamera• 1 milliárd (109) 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 folytonfigyel adott égboltrészt•Mozgórészek nélkül•3 évi kezdeti üzemelés(olcsón hosszabitható)

Remélhetőleg a jövőben:

Továbbá:

James Webb Űrtávcső (JWST)• Difrakció limitált 6-7

méteres átmérőjütávcső 2 µm-nél

• Optikai és középinfravörös közöttimegfigyelések(0.6-5 és 5-27 mm)

• Irány stabilitás 0.01 “• 1a típusú szupernovák:

Kozmológia• II típusú szupernovák:

a kémiai elementumokeredete, nukleoszintézis

NASA , t 2012

2. Nagyskálájú struktúrák (LSS)

és a Kozmikus MikrohullámHáttérsugárzás (CMB)

fluktuációk és polarizáció

A CMB és a nagyskálájú struktúra (LSS)

• Hogyan hozhatóösszhangba a CMB power spektruma a ma megfigyeltgalaxisoknagyskálájústrukturájával(a nagyskálájútömegspektrum)

A Geller-Huchra felmérés

• A galaxisokelhelyezkedéséttérképezte fel, az

Univerzumnak egyszeletén belül. A Tejútaz ábra közepén van.

• Nagyskálájú üregek(voids) és falakvannak, nagyságuk~50-szorosa egygalaxis halmaznak

A “Nagy Fal”

A “Nagy Űreg”

A Geller-Huchra felmérés

A galaxisokelhelyezkedéséttérképezte fel, az

Univerzumnak egy adottszeletén belül. A Tejútaz ábra közepén van.

Hatalmas üregek (voids) és falak észlelhetők,

melyek nagysága 50-szorosa egy galaxis

halmaznakA A galaxisokgalaxisok ebbenebben a a szeletbenszeletben

helyezkednekhelyezkednek el el ..A nagy üreg

A ‘Nagy Fal’

A 2dF (2 fokos mező) felmérés

• 180,000+ galaxisredshiftjétmérteszeletekben

• Több nagyüreg és fallátható itt is

Multi-fibre szpectroszkópia azAnglo-Australian Telescope-al

A 3-D Galaxis eloszlás a Sloan Digital Sky Survey (SDSS)-ben

A 3D gravitáló anyagtömegeloszás powerspektrumát adtameg, 200,000galaxis alapján azSDSS felmérés,

galaxisoktólsupercluster skálákig

Mit hoz a CMB?Jeans tömeg,

baryonok és sugárzásszétcsatolása

és Doppler csúcsok

ztime

z

DM Fluktuációk növekednek

zeq zdec

zdec zeq

Az CMB fluktuációs power spektrum

Observed by COBE

Acoustic peaks

Wilkinson Microwave Anisotropy Probe(WMAP)

2001 Június 30-ika óta gyüjt adatokat

COBE WMAP Image of the Sky

WMAP power

spektrum• Kitünő egybehangzás a

“síma” ΛCDM modellel• Első csúcs

helyzete: K@0 , WT@1magassága: Wb d 0.05

• Valamenyire kisebbamplitudók alacsony l-nél

• Keresztkorreláció a polarizáció és a skalárpower spektrumamplitudói között egyezika síma skalár tér pluszreiónizáció elvárásaira

WMAP+Sloan+SNTömegeloszlás

spektrum

• Széles sárga sáv:csak CMB

• Keskeny sárga sáv:plusz fν=0, w=-1

• Narancs sáv: plusz Ωk=r=a=0

• Kék sáv: pluszSDSS galaxis power spektrum

Tegmark et al 2003

WMAP ésSDSS adatai

egybevéve• Sárga:

WMAP egymagában

• Piros: WMAP plusz SDSS

WMAP + SDSS minimál megoldás(h = 0.7)ωb = 0.024ωd = 0.12ΩΛ = 0.72w = 1t = 0.17Ωk = 0As = 0.89ns = 1a = 0r = 0nt = 0(b = 1)fν = 0

A tömegsürűség fluktuációkspektruma, más adatok bevetésével

• Kék vonal:a szabványosHarrison-Zeldovichspektrum (n=1kitevővel, pluszáttételfüggvény)

3.Más Független Adatok

Hubble Állandó Legjobb Becslések

• Freedman et al: HST key project végeredmény

H0= 72±7 (1σ) km/s/Mpc• Más becslések:

- Sandage-Tammann: Ia szupernovákH0= 59 km/s/Mpc

- Gravitációs lencsézés időkülömbségekH0= (60-65) km/s/Mpc

- Sunyaev-Zeldovich effektusH0= (50-60) km/s/Mpc

A Könnyű Elemek KépződéseA könnyű elemek, 4He,

3He, D, 7Li, amik a Nagy Bum első fázisaibankeletkeztek, nagyonnehezen magyarázhatókcsillagokon belülinukleoszintézissel. A Nagy Bum által jósoltmennyiségek jól egyezneka megfigyelésekkel, egy adott baryon sűrüségre :

ωb = 0.022 ± 0.002

Abu

ndan

ce b

y m

ass

Average density of the Universe kg m-3

10-29 10-27 10-25

10-2

10-6

10-10

Helium-3

Lithium-7

Deuterium

Helium-4

Observed D

Observed He-4

Observed He-3

Observed Li-7

Den

sity

of o

rdin

ary

mat

ter i

n th

e U

nive

rse

Crit

ical

den

sity

of m

atte

r in

the

Uni

vers

e

A csillagok kora és a magfizikaikronológia

• A legöregebb, gömbhalmazbeli fémszegény csillagokkorai a fősorrendrölletérési pontjukrolszámitható.

• Fehértörpék hülési ideje•• MagfizikaiMagfizikai kronolkronolóógiagia: a : a

galaxisgalaxis korakora mgegyezikmgegyezika a fentiekkelfentiekkel: : AzAzUniverzumUniverzum korakoralegallegaláábbbb

TTgalgal = 12 = 12 ±± 2 2 millimilliáárdrd éévv

• Mennyire komolyan vehetőek a többiparaméterek? 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 azösszetévesztést a gravitációs lencsézés okoztapolarizált skalár módokal.

• A nagyon magas l-re kiterjesztés – új efektusokmint pld. a Sunyaev-Zeldovich kihasználása.

Kilátások, kérdések

Nagyskálájú tömeg eloszlás2DF és SDSS után

• Következő nemzedéki nagy távcsövek – nagyonmély 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-zIntergalaktikus Gáz

(IGM) állapota

• A rekombináció ésreionizáció közötti időkulcsfontosságú a galaxisképződésmegértéséhez

• A megfigyelt Gunn-Peterson “vályúk”valóban re-ionizációtjelentenek?

• Milyen a re-ionizációlefolyása?

WMAP és Re-ionizáció

• Az erős polarizációsmérések alacsony l-nélnagy Thomson- szórásioptikai mélységre utalnak

• WMAP eredményekszerint 14 d zr d 20

• Összeegyeztethető ez a megfigyelt Gunn-Peterson vályúkkal?

• Potenciálisan komplikáltre-ionizációs folyamat

A PLANCK műbolygó (ESA,~2007)

Carrier mode for Planck-FIRST

Planck

Neutrális HI 21 cm-es erdő: filamentáris abszorció

Vannak-e elegendő erős rádióforrások magas z-nél?

(Carilli et al 2002)Efölött még a 21 cm-es emisszió is fontos, és mérhető

A Re-ionizációs korszak és aNégyzetkilométeres Array (SKA)

• Potenciálisanfelmérheti azUniverzumot HI-en a komplex re-ionizációskorszakon keresztül.

• Emissziós úgymintabszorciós kiserletek

• Sok más asztrofizikaifelhasználhatóság.

t 2012 ?

GammaGamma--kitörések (GRBk)kitörések (GRBk)(az u.n hosszu típusú, t(az u.n hosszu típusú, tggtt 10 s)10 s)

Masszív csillag összeomlása (mellékjelenete egy Ic szupernova )

Generikus GRB Relativisztikus Csóva

központi fotoszféra belső külső lökéshullámhajtómű lökéshullám (hátra) (előre)

(v. magnet. diszipáció)

gamma-sugár

UV/opt/IR/radio

gammaXUV/optical

IRmmradio

Hosszú időtartamú utófényAzonnali g-ák

A A GRB GRB utófény előnye a kvázárok felettutófény előnye a kvázárok felett( ( mint kontínuum forrás, lásd pld mint kontínuum forrás, lásd pld astroastro--ph/0307231; 0307489)ph/0307231; 0307489)

• Rövid, ultrafényes csillagforrás, nagy vöröseltolódás– Kvázárokat és galaxisokat túlragyogja (kb. egy napig)– Korábban fordulhatnak elő mint a kvázárok v. galaxisok– g-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

)

í

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)tobs=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)

Swift• Kilövés t Szept. 04• NASA, Penn State,

Leicester, Miláno, London, Róma kollab.

• BAT: 10-150 keVCdZnT, 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

•Elvárás ~100-150 GRB/év lokalizációés követés gamma/Röntgen/optikai•Ezeknél vöröseltolódás (fotom., szpektr.)•További 100-150 nemlokalizált fénygörbe

5.Kozmológia és

Alapvető Kérdések

Alapvető Kérdések,melyekhez hozzáállás várható a közeljövőben

• Az inflációs folyamat kimutató jelei• A kozmologiai állandó finom beállitása, ΩΛ

• 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

2

222

38

RKcG

RRH T −=

=

ρπ&

22

22 mKcconstR

GmMRm −==−

&

Friedmann :

Newtoni megfelelő :[ M=(4p/3)rR3 ]

K=totál energia, K<0 negativ görbület, pozitiv energia, nyilt univerzumK>0, pozitív görbűlet, negatív energia, zárt univerzum

Energia SűrüségpdVdE −=Energia megtartás dV-ben

Energia sűrüség ρc2 )()( 332 RPdRcd −=ρ))(/(3 22 cPRcR ρρ +−=→ &&

)/3)(3/4( 2cPGRR +−= ρπ&&→

2

RR

dtd &

VrmT ρρρρ ++=Totál energia

Friedmannból

GV πρ

8Λ

=Kozmológiai állandó Λ→

r ∂constR∂ e⅓Λtr∂ constP= - rc2Vákuum

r ∂ t -2R∂ t2/3r∂ R-3P=⅔rv2Anyagr ∂ t -2R∂ t1/2r∂ R-4P=⅓ rc2sugárzásIdő füg.Hossz.En.sűr.Áll. Egy.

rc = (3/8pG)H02 = 9.2 10-27 kg/m3 : kritikus sűrüség (K=0, t=t0, most)

rr = 9 10-29 kg/m3 , Wr ≈ 0.01rb = 4.5 10-28 kg/m3 , Wb ≈ 0.05rm = 3 10-27 kg/m3 , Wm ≈ 0.3

W = (r / rc ) = 1+(Kc2 / [H0 R(t0)]2 (Friedmann) : ha K=0 → W=1 minden t-re

K=0 : W = Wr +Wm + WV K≠0 : WK = rK /rc =-Kc2/[H0 R(0)]2 ; W+WK=Wr+Wm+WV+WK=1 , W=1-WK

• Vákuum: az alapállapotban véges energiajú oszcillációk vannak

• P=-r c2: Lorentz invarianciábol az állapot invariáns minden

megfigyelő számára, minden időre• 1) Klasszikusan: Pisztont adiabatikusan

visszahúzunk dV változás → vákuum energia keltés, dE = rc2 dV, a vákuumnyomás munkája révén, PdV. Energia megtartás → P = - rc2

• 2) Manapság a sőtét energia dominál, de nem dominálthatott a múltban, mível nagyskálájú strukturák nem jöhettek vólna létre. A struktúra növekedési idö~(Grm)-1/2 , ahol rm az anyag amely részt vesz a csoportosulásba, míg az expanziós idő ~(Grtot ) -1/2 , ha a görbület elhanyagohátó. Ha rtotal > rm , a struktúrák növekedése megáll. Miután ez csak zd1 körül történt, ahoz hogy a sőtét energia kevesebb legyen a múltban, lassaban kell növekednie mint a rm µ R-3 nyomásnélküli sötét anyag. Tehát a nyomása negativ kell hogy legyen: P= wrc2, 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/c2)→ r =const, minden t-re

VákuumÁllapotegyenlet

p = w rSugárzás: w=1/3, p = (1/3) rVakuum: w = ?

•

Lassitási Paraméter

( ) VrmPcHcG

RRRq Ω−Ω+Ω≡+

=−= 2/334 2

222 ρπ&

&&

• Ha a vákuum dominál, q ≤ 0 , gyorsitás•Üres Univerzum: Wm=Wr=WV= 0 → WK=1 → szabadon fut

• SDSS kvázárok→ neutrális hányad x t10-3, z~6.3-nél• WMAP polarizáció → tT=0.17, z~17nél (ha x=0)

(gyakorlatban akkor is ha x~10-2 – 10-1)

COBE és PLANCK összehasonlitás

COBEPLANCK - Simulation

Az elvárt CMB fluktuációs spektrum mérésipontossága a PLANCK műbolygóval

Figyelemre méltóak a nagyon kis hibamércék a magas gömbharmonikusl-eknél. Ezek kulcsfontosságuak a részletes fizikaiinformáció elemzéséreamit PLANCK-tolelvárnak.

Detectability of Afterglow Emission Near the LyaWavelength

Photometric redshift identification: based on the Lya trough

z=15

z=5z=11 z=7z=9

JWST sensitivity

Barkana & Loeb 2003astro-ph/0305470

Nagyskálájú mozgások elemzése

• A legjobb becslések szerint β=Ω00.6 /b =0.43±0.07, de nagy

fényeségekre kedvezve (ahol b=bias paraméter). Típikusgalaxisokra korrigálva

β = 0.54±0.09 • A hideg sötét anyag sűrüsége, nagy skálákon átlagolva (ha

h=0.7)Ω0 = 0.3 (Peackock et al, 2001)

A tömegspektrum z-szerintifejlődése

• A Press-Schechterformalizmus megközelitia numerikus számitásokeredményeit

• A galaxisok megfigyelttérbeli eloszlása, azaktív galaxisok éskörnyezetükmegfigyelései fontosteszteket adnak a hierarchikuscsoportosulás modelre.

21 cm-es megfigyelések: Emiszió

z=18.3

∆ν=0.1 MHz Furlanetto et al. (2003)

z=16.1

10 Mpc comoving

z=14.5z=13.2z=12.1z=11.2z=10.4z=9.8z=9.2z=8.7z=8.3z=7.9z=7.5z=7.2