Az Univerzum kozmológiai modellje és mérése

Az előadások a következő témára: "Az Univerzum kozmológiai modellje és mérése"— Előadás másolata:

1 Az Univerzum kozmológiai modellje és mérése
Kocsis Bence (Bolyai Kollégium) Bolyai Konferencia 2005 április 2.

2 „Már csak egyetlen kérdés maradt megválaszolatlan: mi alkotja az univerzum 95%-át?”
Marx György 1996 9/18/2018

3 Sötét energia 70% Sötét anyag 25.5% Sötét barion 4.4%
Világító anyag 0.1% 9/18/2018

4 Nagy Bumm pillérei Világegyetem tágulása A kozmikus háttérsugárzás
Vöröseltolódás: a galaxisok spektrumvonalai a távolsággal egyre nagyobb hullámhosszúvá vállnak A kozmikus háttérsugárzás Termikus sugárzás, mára 2.7 K-re hűlt A kozmikus elemgyakoriság Hélium/Hidrogén/Deutérium arány 70%, 30%, 0.1% elméletből 9/18/2018

5 9/18/2018

6 Ívelem (geometria) Einstein egyenletek 9/18/2018

7 Sötét anyag létezése Csillagokon kívül jelentős mennyiségű anyag
Galaxisok rotációs görbéje: Csillagok sebessége r^{-1/2} helyett konstans Mi okozza? Proton, elektron, neutrínó stb.  nem elegendő Röntgen sugárzás Háttérsugárzás szóródása (Szunyajev-Zeldovics) Struktúra Kevéssé kölcsönható részecske kell Mérhető: struktúraképződést befolyásolja Nagytömegű részecske kell 9/18/2018

8 A háttérsugárzás: ahogy ma látjuk
Lensing deflections Time-delays Frekvencia eltolódás IC- Szórás Gravitációs elhajlás z ~ Stuktúra képződés Ma

9 Kozmikus háttérsugárzás anizotrópiája
9/18/2018

10 Chandra röntgen megfigyelés: EMSS 1358+6245 (Arabadjis et al, 2002)

11 Termikus Sunyaev-Zel’dovich effektus
Ez már a valóság! Megfigyelés: Carlstrom et al. Ez még jelenleg nem az… Szimuláció: Pen et al.

12 A hőmérsékleti fluktuációk szögeloszlása
9/18/2018

13 Mérési lehetőségek Nagyskálás szerkezet Gravitációs lencsézés
Galaxisok tömörödése, eloszlása (s8) Galaxistérképek Lyman-a erdő Galaxis klaszterek gyakorisága Röntgen térképek Háttérsugárzás szóródása a klasztereken Gravitációs lencsézés Kozmikus háttérsugárzás anizotrópiája Standard gyertyák (szupernova robbánások) 9/18/2018

14 Galaxis eloszlás 9/18/2018

15 Sötét anyag szimulációk
Ütközésmentes Önkölcsönható

16 z = 0 Mathis, Lemson, Springel, Kauffmann, White & Dekel 2001
9/18/2018

17 z = 0.8 Mathis, Lemson, Springel, Kauffmann, White & Dekel 2001
9/18/2018

18 z = 2.4 Mathis, Lemson, Springel, Kauffmann, White & Dekel 2001
9/18/2018

19 Mérési lehetőségek I Galaxisok eloszlása Lyman-a erdő
=Kvazár spektrum torzulása Kozmikus háttérsugárzás anizotrópiája 9/18/2018

20 9/18/2018

21 Fluktuációk növekedési üteme
Sík univerzumban átfogalmazható a csak a sötét energiát tartalmazó kifejezésre 9/18/2018

22 Anyag térbeli eloszlása
9/18/2018

23 Anyag térbeli eloszlása Degenerációk!
9/18/2018

24 Lyman alfa erdő Photons with energy > (n=1 to n=2 transition energy) get absorbed along the line of sight as they lose energy due to cosmic redshift. Every absorption line corresponds to cloud of neutral hydrogen. 9/18/2018

25 Gravitációs lencsézés
9/18/2018

26 Gravitációs lencsézés
9/18/2018

27 Táguló világegyetem Szupernovák mérése Perlmutter et al. 1999
9/18/2018

28 Szupernovák eredményei
9/18/2018

29 Sötét energia!! Nagy skálán taszítás! Sötét anyag nem elegendő
Távoli szupernovák gyorsulva távolodnak SÖTÉT ENERGIA! Sötét anyag nem elegendő Ezzel örökké táguló, hiperbolikus geometriájú világegyetemet kapnánk Kozmikus háttérsugárzás anizotrópiája Az univerzum geometriája sík 9/18/2018

30 Univerzum geometriája
9/18/2018

31 100 % … ?!?!? Sötét energia részecskefizikája ismeretlen
100 % … ?!?!? Sötét energia részecskefizikája ismeretlen Csupán az „állapotegyenletét” ismerjük Sötét energia fejlődése ismeretlen Sötét anyag részecskéinek közvetlen detektálása Talán szuperszimmetrikus részecske?

32 9/18/2018

33 9/18/2018

34 9/18/2018

35 (Σ mν) ~ 0.04 eV. (LSST + Planck)
9/18/2018

36 Kozmológiai paraméterek ismerete 2012-ben
dN/dz P(k) dN/dz + P(k) dN/dz + P(k) + Cl Δ(ΩDE) 0.049 0.021 0.0063 0.0055 Δ(Ωmh2) 0.61 0.054 0.043 Δ(σ8) 0.034 0.057 0.0064 0.0061 Δ(w0) 0.16 0.26 0.064 0.059 Δ(wa) 0.23 1.2 0.20 0.15 Δ(Ωbh2) 0.14 0.013 0.011 Δ(ns) 1.5 0.10 0.065 0.0023 Constraints (by clusters) mainly from dN/dz; Check effective bias (old ) 9/18/2018 efficiency e = 40%, completeness c = 60%.

37 Sötét energia fejlődése
9/18/2018

38 Sötét energia fejlődésére vonatkozó megszorítások
WMAP + SDSS – (galaxy + Lyman α) + SN Ia (1σ): Seljak et al. (2004) 9/18/2018

39 LCDM kozmológiai modell
70% sötét energia 30% anyag 25.5% sötét anyag (hideg, ütközésmentes) 4.5 % konvencionális anyag 0.5% világító anyag (csillag) 0.0% neutrínó Nagyskálás geometria görbület nélküli Fraktálszerkezet n=1 9/18/2018

40 Klaszterek keletkezése
Önhasonló fejlődés Kezdeti gömbszimmetrikus sűrűsödési mag A gravitációtöbblet lelassítja a táguló eloszlást A közeli gömbhéjak visszaesnek Ütközéses anyag esetén nyomás alakul ki Kifelé terjedő lökéshullám Ütközésmentes esetben szabad áramlás Kausztikák