Gravitációs hullámok és a kozmológia Standard szirénák Gravitációs hullámok és a kozmológia Kocsis Bence PhD diák, ELTE Atomfizika Tsz. Témavezetők: Frei Zsolt Haiman Zoltán Menou, Kristen

Sötét Energia Sötét Anyag

Az előadás vázlata Gravitációs hullámok és detektorok Szupermasszív fekete lyukak Standard szirénák azonosítása Következtetések

Gravitációs hullámok és detektorok

Gravitációs hullámok Téridő disztorzió Fénysebességgel terjed Relatív megnyúlás Távolsággal 1/r szerint csökken Kétféle polarizáció

Gravitációs hullámok levezetése Einstein egyenletek Téridő görbületi tenzor Energia-impulzus tenzor Gyenge tér közelítés vákuumban Metrikus tenzor közel Minkowski Energia-impulzus tenzor zérus Perturbációra a hullámegyenletet kapjuk Mértékszabadság miatt a legáltalánosabb alak:

Miért fontosak a gravitációs hullámok? Egy új ablak az univerzumra Közvetlenül a tömegről kapunk információt Neutroncsillag/fehér törpe/csillag morzsolás szupermasszív fekete lyukak közelében árapályerők hatására Fekete lyuk és/vagy neutroncsillag kettős rendszerek egymásba spirálozása és összeolvadása Pulzárok Szupernovák Gamma kitörések Sztohasztikus háttér Kozmológiai távolságú források észlelhetők

Egy új ablak az univerzumra

Gravitációs hullámok és a kozmológia

Gravitációs hullám detektorok működési elve Fábry-Perot lézer interferométer Zaj karakterisztikát meghatározó faktorok ismertek

Gravitációs hullám detektorok a Földön LIGO GEO Virgo TAMA AIGO

Gravitációs hullám detektorok a világűrben ALIAS 2020 LISA 2015 BBO 2025 DECIGO 2025

Érzékenységi görbék Relatív megnyúlás Frekvencia [Hz]

Szupermasszív fekete lyukak

SMBH?? Jelenleg minden óriás spirálgalaxis közepén Tejút: M ~ 3 x 10^9 M_Sun Galaxisok keletkezésekor z~20 körül jönnek létre a kezdeti magok eredetileg a galaxisok kis százalékában sokkal kisebb tömegűek Megfigyelés aktív galaxismag luminozitása sebességdiszperzió emissziós vonal kiszélesedés csillag trajektóriák

SMBH ütközés fázisai Nyitott kérdések: Az utolsó parsec probléma Galaxisütközés (~Mpc) Csillag szóródás (kpc  pc?) „loss cone” tartományba kerülő csillagok csökkentik az impulzusmomentumot Gáz dinamikus ellenállás (kpc  pc?) követő sűrűsödéshullám forgatónyomatékot gyakorol Gravitációs hullámok (1 pc  ütközés) Impulzusmometumot hordoz Nyitott kérdések: Az utolsó parsec probléma Milyen elektromágneses sugárzás? Gravitációs kilökődés?

Esemény gyakoriság Menou, Haiman, & Narayan (2001, ApJ 558, 535)

Az utolsó pc Az utolsó pc alatt gravitációs sugárzás hatékony Gravitációs visszahatás Gravitációs hullámok amplitudója nő Frekvencia csökken

Vajon mik az elektromágneses megfelelők? Galaxis? Ultraluminous Infrared Galaxy (ULIRG)? Kvazár? Röntgen kvazár? Gyorsan változó luminozitás? Konkrét jellemzők Üreges tányér? Kilökődés? (GW rakéta) Prompt lökéshullám? Röntgen utófénylés? Kamossa et al. 2003

Standard szirénák azonosítása

Az elektromágneses megfelelő azonosítása GW EM Égi koordináták Tömegek Luminozitási táv. Pályaelemek Spinek Égi koordináták EM luminozitás Vöröseltolódás Spektrum, változékonyság, stb. A counterpart azonosítása

A counterpart azonosítása A LISA-val konzisztens tartomány körülhatárolása Hány darab kvazár? Melyikőjük az igazi megfelelő? Ha szerencsénk van akkor pont csak 1 kvazár lesz a megengedett tartományban!

Gravitációs hullámok – paraméterbecslés I. GW adatok minden irányból jövő jelet egyszerre tartalmazza Ismert hullámformák matched filtering keresése Nagy jel-zaj arányú sablonok kiválasztása A hullámforma paramétereinek finom hangolása Parameter becslés pontossága Vecchio 2004, PRD

Gravitációs hullámok – paraméterbecslés II. Valójában a paraméterek között korrelációk lehetnek Az irány a Nap körüli keringés modulációjából Nem várható az utolsó nap alatt szignifikáns javulás A LISA gravitációs hullám jelet diszkrét Fourier sorba fejtjük A várható paraméterhibát a Fisher mátrixból becsülhetjük Ezzel megkapjuk a paramétertérben a hiba ellipszoidot Főkomponensek Marginalizált hibák

A vöröseltolódás lokalizációja Luminozitási távolság (közvetlen GW megfigyelhető)  vöröseltolódás Kozmológial paraméterek Pekuliáris sebességek Gravitációs lencsézés Mindezen mennyiség BIZONYTALAN!

A vöröseltolódás becslése White & Hu 2000; Smith et al. 2003 500 km/s Wang et al. 2005 A versenyelemzést ismertető helyek vagy ügyintézők (vagy egyéb kapcsolódó dokumentumok) jegyzéke A vöröseltolódás becslése Kocsis, Frei, Haiman, & Menou, ApJ 2006

A gyenge lencse torzítások korrigálása Háttér galaxis nyírás korreláció  max kb 20% korrekció (Dalal et. al. 2003) Az előtér tömegeloszlás közvetlen feltérképezése  további max kb 20% korrekció Relatív korrekció

A vöröseltolódás becslése White & Hu 2000; Smith et al. 2003 500 km/s Wang et al. 2005 A versenyelemzést ismertető helyek vagy ügyintézők (vagy egyéb kapcsolódó dokumentumok) jegyzéke A vöröseltolódás becslése Kocsis, Frei, Haiman, & Menou, ApJ 2006

A megfelelő azonosítása Hány kvazár jelölt található? A kvazár luminozitási függvényből számítható L ~ 0.3 LEdd(M) (Kollmeier et al 2005, Hopkins et al. 2006) LISA 3D tartománynak megfelelő térfogat Kozmológial térfogatelem figyelembevétele Inhomogén eloszlás figyelembevétele 3-60 Mpc 60-70 Mpc (z=1)

Lehetséges kvazár megfelelők száma Eredmények Lehetséges kvazár megfelelők száma SMBH Tömeg

Keresési stratégia Keresés a létező nagy-skálás felmérések alapján Célzott megfigyelés nagy látómezejű távcsővel Változékonyság keresése a behatárolt tartományban Már napokkal az ütközés előtt elég pontosan meghatározza a forrás irányát a LISA?

Mennyi idővel az ütközés előtt csökken az iránybecslés hibája 1 fok alá? Adott t időre az addig összegyűlt jel/zaj aránnyal skálázva a hibákat: Tömeg Vöröseltolódás

detektálásának következményei Standard szirénák detektálásának következményei National Center for Supercomputing Applications (NCSA)

Koincidens megfigyelés következményei GW EM Égi koordináták Tömegek Luminozitási táv. Pályaelemek Spinek Égi koordináták EM luminozitás Vöröseltolódás Spektrum, változékonyság, stb. A counterpart azonosítása Eddington ratio Eddington arány Kozmológia (standard sziréna) BH & akkréció fizika

Eddington arány Standard szirénákkal % pontosan mérhető! Jelenleg bizonytalan empirikus korrelációk alapján (Kollmeier et al. astro-ph/0508657) 0.1 < L/L_Edd < 1 SMBH Tömeg Luminozitás Standard szirénákkal % pontosan mérhető!

Kozmológiai paraméterhibák Sötét energia állapotegyenlete Sötét anyag sűrűsége

Fekete lyuk és akkréciós fizika Jelenleg csak nagyon leegyszerűsített esetekben (Armitage & Natarayan 2002, Milosavljevic & Phinney 2005) excentricitás, spinek, és kilökődés nélkül speciális tömegarányokra

Összefoglalás Gravitációs hullámok 10 éven belül alkalmazhatóak a csillagászatban Standard szirénák azonosíthatók lesznek a LISA-val ha kvazár aktivitáshoz köthető ha EM luminozitás és változékonyság szignifikáns Óriási előrelépés az asztrofizikában