You also want an ePaper? Increase the reach of your titles
YUMPU automatically turns print PDFs into web optimized ePapers that Google loves.
A Modern Kozmológia felújhodása<br />
A “preciziós” <strong>kozm</strong>ológia első eredményei<br />
• Ia típusú szupernovák magas z-nél<br />
• CMB fluktuációs spektrum és polarizáció<br />
• LSS és más módszerek<br />
• A reionizáció problémája<br />
• Kozmológia es alapvető fizika
A Változó Perspektiva: Akkor<br />
1980 előtt :<br />
H 0 = Hubble állandó<br />
Ω 0 = sürűség paraméter<br />
n γ /n b = foton/baryon számhányad<br />
Ω Λ , <strong>kozm</strong>ológiai állandó (?)<br />
Melyek okvetlen szükségesek?<br />
Komolyan vegyuk-e a<br />
<strong>kozm</strong>ológiai allandó(ka)t ?
2004<br />
Május<br />
A Változó Perspektiva: Most<br />
h = H 0/100 km/s/Mpc<br />
ω b= Ω b h 2 , baryonsürüségparaméter<br />
ω d= Ω d h 2 , sotétanyag sürüségparaméter<br />
Ω Λ= sötét energia sürüségparaméter<br />
w = sötét energia állapotegyenlet<br />
τ = reionizaciós optikai mélység<br />
Ω k = térgörbület, Ω b + Ω d + Ω Λ = 1 - Ω k ~ 1 kedvezett<br />
A s = skaláris power spectrum amplitudó<br />
n s= skalár spektrál kitevő; n s = 1 kedvezett<br />
a = skaláris spektrum kitevő változása (running)<br />
r = tenzor-skalár hányad<br />
n t= tenzor spektrál kitevő<br />
b= bias-faktor (fényes és sötetanyag kontraszt)<br />
f ν= neutrino hányad=r n/r d
Melyek Kötelezőek?<br />
h = H 0/100 km/s/Mpc<br />
ω b= Ω b h 2 , baryonsürüségparaméter<br />
ω d= Ω d h 2 , sotétanyag sürüségparaméter<br />
Ω Λ= sötét energia sürüségparaméter<br />
w = sötét energia állapotegyenlet<br />
τ = reionizaciós optikai mélység<br />
Ω k = térgörbület, Ω b + Ω d +Ω k =1<br />
A s = skaláris power spectrum amplitudó<br />
n s= skalár spektrál kitevő; n s = 1 kedvezett<br />
a = skaláris spektrum kitevő változása (running)<br />
r = tenzor-skalár hányad<br />
n t= tenzor spektrál kitevő<br />
b= bias-faktor<br />
f ν= neutrino hányad
1.<br />
1a típusu Szupernovák
1a típusu Szupernovák<br />
Jó “standard gyertyák”:<br />
Alacsony vöröseltolódású fénygörbe sablon<br />
A maximum luminozitás állandósága még jobb, ha figyelembe<br />
vesszük a luminozitás és a fénygörbe ‘szélesség’ korrelációt
SN 1a Hubble-diagramm<br />
(régebbi adatokkal)<br />
Vákuum<br />
EdeS<br />
W m W L W K<br />
EdeS (anyag) 1 O O<br />
Üres O O 1<br />
Vákuum energia O 1 O (~ <strong>kozm</strong>ológiai állandó)<br />
Üres
1a szupernova Hubble-diagramm<br />
(újabb adatokkal)<br />
Zárt (lassuló) →<br />
←Nyílt (gyorsuló)<br />
SN + WMAP konkordancia model<br />
Ω m =0.27, Ω Λ =0.73, H 0 =71<br />
lassuló<br />
gyorsuló
A magas-z szupernova projekt<br />
eredményei<br />
Van gyorsulás, de régebben volt<br />
lassulás, → nem tömeghiány<br />
Ha w ª p/r =-1,<br />
(pld. <strong>kozm</strong>ológiai állandó, de<br />
általánosan “sötét energia”)<br />
akkor<br />
H 0t 0=0.96 ± 0.04<br />
és<br />
Ω Λ -1.4 Ω M =0.35 ±0.14<br />
Ha ráadást Euklidi, Ω k = 0 ,<br />
Ω M= 0.28 ± 0.05<br />
Ha Ω M a 2DF survey által<br />
kényszerül, és Ω k = 0,<br />
-1.48 < w < -0.72<br />
(Tonry et al, 2003)
A szupernova<br />
<strong>kozm</strong>ológia<br />
projekt<br />
(egymagába véve)<br />
Mivel Ω M ≥ 0.25<br />
(cluster sugárzás, viriál sebességek)<br />
szükségszerüen<br />
fennáll hogy<br />
véges Ω Λ van<br />
Jóval szorosabban szögezi le az<br />
Ω Λ értékét mint a korábbi<br />
lencsézési mérések eredményei
• 2 méteres űrtávcső<br />
• 1 fokos látszögű mozaik kamera<br />
• 1 milliárd (10 9 ) pixel<br />
• Szpektrálfotometria 400-1400 nm<br />
• Több ezer SN, 0.3 ≤z ≤1.7 között<br />
• Sok más <strong>kozm</strong>ológiai adat<br />
• Fokozott hangsúly gyenge<br />
lencsézésre<br />
Remélhetőleg a jövőben:<br />
SNAP<br />
Projekt<br />
•Dedikált műbolygó,<br />
többször vagy folyton<br />
figyel adott égboltrészt<br />
•Mozgórészek nélkül<br />
•3 évi kezdeti üzemelés<br />
(olcsón hosszabitható)
Továbbá:<br />
James Webb Űrtávcső (JWST)<br />
NASA , t 2012<br />
• Difrakció limitált 6-7<br />
méteres átmérőjü<br />
távcső 2 µm-nél<br />
• Optikai és közép<br />
infravörös közötti<br />
megfigyelések<br />
(0.6-5 és 5-27 mm)<br />
• Irány stabilitás 0.01 “<br />
• 1a típusú szupernovák:<br />
Kozmológia<br />
• II típusú szupernovák:<br />
a kémiai elementumok<br />
eredete, nukleoszintézis
2.<br />
Nagyskálájú struktúrák (LSS)<br />
és a<br />
Kozmikus Mikrohullám<br />
Háttérsugárzás (CMB)<br />
fluktuációk és polarizáció
A CMB és a nagyskálájú struktúra (LSS)<br />
• Hogyan hozható<br />
összhangba a CMB<br />
power spektruma a<br />
ma megfigyelt<br />
galaxisok<br />
nagyskálájú<br />
strukturájával<br />
(a nagyskálájú<br />
tömegspektrum)
A “Nagy Űreg”<br />
A Geller-Huchra felmérés<br />
A “Nagy Fal”<br />
• A galaxisok<br />
elhelyezkedését<br />
térképezte fel, az<br />
Univerzumnak egy<br />
szeletén belül. A Tejút<br />
az ábra közepén van.<br />
• Nagyskálájú üregek<br />
(voids) és falak<br />
vannak, nagyságuk<br />
~50-szorosa egy<br />
galaxis halmaznak
A Geller-Huchra felmérés<br />
A ‘Nagy Fal’<br />
A galaxisok ebben a szeletben<br />
helyezkednek el<br />
A nagy üreg .<br />
A galaxisok<br />
elhelyezkedését<br />
térképezte fel, az<br />
Univerzumnak egy adott<br />
szeletén belül. A Tejút<br />
az ábra közepén van.<br />
Hatalmas üregek (voids)<br />
és falak észlelhetők,<br />
melyek nagysága 50szorosa<br />
egy galaxis<br />
halmaznak
A 2dF (2 fokos mező) felmérés<br />
Multi-fibre szpectroszkópia az<br />
Anglo-Australian Telescope-al<br />
• 180,000+<br />
galaxis<br />
redshiftjét<br />
mérte<br />
szeletekben<br />
• Több nagy<br />
üreg és fal<br />
látható itt is
A 3-D Galaxis eloszlás a<br />
Sloan Digital Sky Survey (SDSS)-ben<br />
A 3D gravitáló anyag<br />
tömegeloszás power<br />
spektrumát adta<br />
meg, 200,000<br />
galaxis alapján az<br />
SDSS felmérés,<br />
galaxisoktól<br />
supercluster skálákig
Mit hoz a CMB?<br />
Jeans tömeg,<br />
baryonok és sugárzás<br />
szétcsatolása<br />
és Doppler csúcsok<br />
z<br />
z eq<br />
z dec<br />
time<br />
z dec<br />
DM Fluktuációk növekednek<br />
z<br />
z eq
Az CMB fluktuációs power spektrum<br />
Observed<br />
by COBE<br />
Acoustic<br />
peaks
Wilkinson Microwave Anisotropy Probe<br />
(WMAP)<br />
2001 Június 30-ika óta gyüjt adatokat
WMAP COBE Image of the Sky
WMAP<br />
power<br />
spektrum<br />
• Kitünő egybehangzás a<br />
“síma” ΛCDM modellel<br />
• Első csúcs<br />
helyzete: K@0 , W T @1<br />
magassága: W b d 0.05<br />
• Valamenyire kisebb<br />
amplitudók alacsony l-nél<br />
• Keresztkorreláció a<br />
polarizáció és a skalár<br />
power spektrum<br />
amplitudói között egyezik<br />
a síma skalár tér plusz<br />
reiónizáció elvárásaira
WMAP+Sloan+SN<br />
Tömegeloszlás<br />
spektrum<br />
• Széles sárga sáv:<br />
csak CMB<br />
• Keskeny sárga sáv:<br />
plusz f ν =0, w=-1<br />
• Narancs sáv:<br />
plusz Ω k =r=a=0<br />
• Kék sáv: plusz<br />
SDSS galaxis power<br />
spektrum<br />
Tegmark et al 2003
WMAP és<br />
SDSS<br />
adatai<br />
egybevéve<br />
• Sárga:<br />
WMAP<br />
egymagában<br />
• Piros: WMAP<br />
plusz SDSS
WMAP + SDSS minimál megoldás<br />
(h = 0.7)<br />
ω b = 0.024<br />
ω d = 0.12<br />
Ω Λ = 0.72<br />
w = 1<br />
t = 0.17<br />
Ω k = 0<br />
A s = 0.89<br />
n s = 1<br />
a = 0<br />
r = 0<br />
n t = 0<br />
(b = 1)<br />
f ν = 0
A tömegsürűség fluktuációk<br />
spektruma, más adatok bevetésével<br />
• Kék vonal:<br />
a szabványos<br />
Harrison-<br />
Zeldovich<br />
spektrum (n=1<br />
kitevővel, plusz<br />
áttételfüggvény)
3.<br />
Más Független Adatok
Hubble Állandó Legjobb Becslések<br />
• Freedman et al: HST key project<br />
végeredmény<br />
H 0 = 72±7 (1σ) km/s/Mpc<br />
• Más becslések:<br />
- Sandage-Tammann: Ia szupernovák<br />
H 0 = 59 km/s/Mpc<br />
- Gravitációs lencsézés időkülömbségek<br />
H 0 = (60-65) km/s/Mpc<br />
- Sunyaev-Zeldovich effektus<br />
H 0 = (50-60) km/s/Mpc
Abundance by mass<br />
10 -2<br />
10 -6<br />
10 -10<br />
A Könnyű Elemek Képződése<br />
Helium-4<br />
Density of ordinary matter in the Universe<br />
Deuterium<br />
Helium-3<br />
Lithium-7<br />
Critical density of matter in the Universe<br />
Observed He-4<br />
Observed D<br />
Observed He-3<br />
Observed Li-7<br />
10 -29 10 -27 10 -25<br />
Average density of the Universe kg m -3<br />
A könnyű elemek, 4 He,<br />
3 He, D, 7 Li, amik a Nagy<br />
Bum első fázisaiban<br />
keletkeztek, nagyon<br />
nehezen magyarázhatók<br />
csillagokon belüli<br />
nukleoszintézissel.<br />
A Nagy Bum által jósolt<br />
mennyiségek jól egyeznek<br />
a megfigyelésekkel, egy<br />
adott baryon sűrüségre :<br />
ω b = 0.022 ± 0.002
A csillagok kora és a magfizikai<br />
kronológia<br />
• A legöregebb,<br />
gömbhalmazbeli<br />
fémszegény csillagok<br />
korai a fősorrendröl<br />
letérési pontjukrol<br />
számitható.<br />
• Fehértörpék hülési ideje<br />
• Magfizikai kronológia kronol gia: : a<br />
galaxis kora mgegyezik<br />
a fentiekkel: fentiekkel:<br />
Az<br />
Univerzum kora<br />
legalább legal bb<br />
Tgal gal = 12 ± 2 milliárd milli rd év
Kilátások, kérdések<br />
• Mennyire komolyan vehetőek a többi<br />
paraméterek? Lehetőség új fizikára.<br />
• A megfigyelési precizió növelésének fontossága,<br />
ameddig ezek elérik a <strong>kozm</strong>ikus variancia korlátot<br />
• A polarizációs megfigyelések fontossága – a<br />
tenzor módok keresése – ki kell küszöbölni az<br />
összetévesztést a gravitációs lencsézés okozta<br />
polarizált skalár módokal.<br />
• A nagyon magas l-re kiterjesztés –újefektusok<br />
mint pld. a Sunyaev-Zeldovich kihasználása.
Nagyskálájú tömeg eloszlás<br />
2DF és SDSS után<br />
• Következő nemzedéki nagy távcsövek – nagyon<br />
mély felmérések – GSMT, OWL (t 30 m Φ )<br />
• Gravitációs lencsézés, sötet anyag eloszlása.<br />
• Az infravörös hullámhosszak fontossága – a por<br />
problémája- SIRTF, ….<br />
• Felmérések más hullámhosszakba, sub-mm,<br />
rádió : termál, nem-termál - ALMA, LOFAR<br />
• Röntgen sugarak és a meleg gáz eloszlása –<br />
távoli halmazok – XEUS, CON-X<br />
• A HI Univerzum – SKA Square Kilometre Array.<br />
A HI galaxisokon belüli és kívüli eloszlása.
4.<br />
A Re-íonizációs Probléma
A magas-z<br />
Intergalaktikus Gáz<br />
(IGM) állapota<br />
• A rekombináció és<br />
reionizáció közötti idő<br />
kulcsfontosságú a<br />
galaxisképződés<br />
megértéséhez<br />
• A megfigyelt Gunn-<br />
Peterson “vályúk”<br />
valóban re-ionizációt<br />
jelentenek?<br />
• Milyen a re-ionizáció<br />
lefolyása?
WMAP és Re-ionizáció<br />
• Az erős polarizációs<br />
mérések alacsony l-nél<br />
nagy Thomson- szórási<br />
optikai mélységre utalnak<br />
• WMAP eredmények<br />
szerint 14 d z r d 20<br />
• Összeegyeztethető ez a<br />
megfigyelt Gunn-<br />
Peterson vályúkkal?<br />
• Potenciálisan komplikált<br />
re-ionizációs folyamat
A PLANCK műbolygó (ESA,~2007)<br />
Planck<br />
Carrier mode for Planck-FIRST
Neutrális HI 21 cm-es erdő:<br />
filamentáris abszorció<br />
Vannak-e elegendő erős rádióforrások magas z-nél?<br />
Efölött még a 21 cm-es emisszió is fontos, és mérhető<br />
(Carilli et al 2002)
A Re-ionizációs korszak és a<br />
Négyzetkilométeres Array (SKA)<br />
• Potenciálisan<br />
felmérheti az<br />
Univerzumot HI-en a<br />
komplex re-ionizációs<br />
korszakon keresztül.<br />
• Emissziós úgymint<br />
abszorciós kiserletek<br />
• Sok más asztrofizikai<br />
felhasználhatóság.<br />
t 2012 ?
Gamma-kitörések Gamma kitörések (GRBk)<br />
(az u.n hosszu típusú, t ggtt 10 s)<br />
Masszív csillag összeomlása<br />
(mellékjelenete egy Ic szupernova )
Generikus GRB Relativisztikus Csóva<br />
gamma-sugár<br />
UV/opt/IR/radio<br />
központi fotoszféra belső külső lökéshullám<br />
hajtómű lökéshullám (hátra) (előre)<br />
(v. magnet. diszipáció)<br />
Azonnali g-ák<br />
gamma<br />
X<br />
UV/optical<br />
IR<br />
mm<br />
radio<br />
Hosszú időtartamú utófény
A GRB utófény előnye a kvázárok felett<br />
( mint kontínuum forrás, lásd pld astro-ph/0307231; astro ph/0307231; 0307489)<br />
• Rövid, ultrafényes csillagforrás, ) nagy vöröseltolódás<br />
– Kvázárokat és galaxisokat túlragyogja (kb. egy napig)<br />
– Korábban fordulhatnak elő mint a kvázárok v. galaxisok<br />
– íg-sugár<br />
elsütő (trigger) teljes églefedésü ellenörzést enged<br />
• Szélessávú síma spektrum nyugalomrendszeri UV íg<br />
– Az IGMböl származó vonalak mérésere alkalmas, az<br />
íonizációs-termális állapot és fémmenyiseg ellenörzésére<br />
• A megfigyelt fluxus adott megfigyelési időre (korra)<br />
nem halványul lényegesen a vöröseltolódással<br />
(<strong>kozm</strong>ológiai időelnyulás ellenhatása a fényességtávolságra)<br />
• Csak gyenge megzavarása a környékező IGM nek<br />
- Rövidéletü: elhanyagolható a GRB okozta IGM íonizáció<br />
- Kistömegü galaxis: gyenge IGM beesés, Lya vonalemisszió
GRB O/IR<br />
detektálhatóság<br />
• GRB visszacsapódó és előretörő<br />
lökéshullámok O-IR fényessége a<br />
redshift függvényeként<br />
• Két sürűség profil esetére,<br />
n= const (kereszt) és n∂(1+ z) 4 (anélkül).<br />
• Megfigyelési idők :<br />
(szolid, szaggatott, pontozott vonal)<br />
t obs =1 perc, 2 óra, 1 nap<br />
• V@O.5 mm, K=2.2 mm, M =4.4 mm<br />
• ROTSE érzékenység<br />
1O perc és 2 órára számitva.<br />
JWST érzékenység R=1OOO felbontás,<br />
S/N=1O és 1 órás integrációs idő.<br />
• ROTSE(V): z d5,<br />
JWST (K): z d 17, JWST(M): z d 36<br />
(amenyiben van GRB ilyen távólságra)<br />
L. Gou, et al.’04, ApJ in press, astro-ph/0307489)
•Elvárás ~100-150 GRB/év lokalizáció<br />
és követés gamma/Röntgen/optikai<br />
•Ezeknél vöröseltolódás (fotom., szpektr.)<br />
•További 100-150 nemlokalizált fénygörbe<br />
Swift • Kilövés t Szept. 04<br />
• NASA, Penn State,<br />
Leicester, Miláno,<br />
London, Róma kollab.<br />
• BAT: 10-150 keV<br />
CdZnT, FOV: 2 sr,<br />
q~1-4’ pozició felbontás<br />
• XRT: 0.2-10 keV CCD,<br />
q~1” szögfelbontás<br />
• UVOT: 170-650 nm,<br />
q~0.5” szögfelbontás
5.<br />
Kozmológia és<br />
Alapvető Kérdések
Alapvető Kérdések,<br />
melyekhez hozzáállás várható a közeljövőben<br />
• Az inflációs folyamat kimutató jelei<br />
• A <strong>kozm</strong>ologiai állandó finom beállitása, Ω Λ<br />
• A sötét anyag azonossága<br />
• A sötét energia fizikai eredete<br />
• A sötét energia állapotegyenlete –<br />
változik-e az idővel? Qvintesszencia?<br />
• A kezdetbeli gravitációs hullámok szerepe<br />
• A skalárperturbációs spektrum eredetének<br />
fizikai értelmezése- részletesen.
Kozmológiai alapegyenletek<br />
Friedmann :<br />
Newtoni megfelelő :<br />
[ M=(4p/3)rR 3 ]<br />
⎛<br />
⎜<br />
⎝<br />
R&<br />
R<br />
⎞<br />
⎟<br />
⎠<br />
2<br />
8π<br />
G ρ<br />
3<br />
2<br />
T H = = −<br />
Kc<br />
R<br />
2 ⎛ R&<br />
⎞ GmM mKc<br />
m ⎜ − = const=<br />
−<br />
2 ⎟<br />
⎝ ⎠ R<br />
2<br />
K=totál energia, K0, pozitív görbűlet, negatív energia, zárt univerzum<br />
2<br />
2<br />
2
Energia megtartás dV-ben<br />
Energia Sűrüség<br />
dE = −<br />
pdV<br />
Energia sűrüség ρc2 d( ρc<br />
R ) = −Pd(<br />
R )<br />
Friedmannból<br />
Totál energia<br />
d<br />
dt<br />
⎛<br />
⎜<br />
⎝<br />
R&<br />
R<br />
Kozmológiai állandó Λ →<br />
⎞<br />
⎟<br />
⎠<br />
2<br />
3<br />
2<br />
⎯⎯→<br />
& ρ = −3(<br />
R& / Rc )( P + ρc<br />
2<br />
→<br />
R &<br />
= −(<br />
4πGR/<br />
3)(<br />
ρ + 3P<br />
/<br />
ρ = ρ + ρ +<br />
T<br />
ρ<br />
V<br />
m<br />
=<br />
r<br />
ρ<br />
Λ<br />
8 π G<br />
3<br />
V<br />
2<br />
2<br />
c<br />
)<br />
)
sugárzás<br />
Anyag<br />
Vákuum<br />
Áll. Egy.<br />
P=⅓ rc 2<br />
P=⅔rv 2<br />
P= - rc 2<br />
En.sűr.<br />
r∂ R -4<br />
r∂ R -3<br />
r∂ const<br />
Hossz.<br />
R∂ t 1/2<br />
R∂ t 2/3<br />
R∂ e ⅓Λt<br />
Idő füg.<br />
r∂t -2<br />
r∂t -2<br />
r∂const<br />
r c = (3/8pG)H 0 2 = 9.2 10 -27 kg/m 3 : kritikus sűrüség (K=0, t=t0, most)<br />
r r = 9 10 -29 kg/m 3 , W r ≈ 0.01<br />
r b = 4.5 10 -28 kg/m 3 , W b ≈ 0.05<br />
r m = 3 10 -27 kg/m 3 , W m ≈ 0.3<br />
W = (r / r c ) = 1+(Kc 2 / [H 0 R(t 0)] 2 (Friedmann) : ha K=0 → W=1 minden t-re<br />
K=0 : W = W r +W m + W V<br />
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<br />
Állapotegyenlet<br />
p = w r<br />
Sugárzás: w=1/3, p = (1/3) r<br />
Vakuum: w = ?<br />
•<br />
• Vákuum: az alapállapotban véges<br />
energiajú oszcillációk vannak<br />
• P=-r c 2 : Lorentz invarianciábol<br />
� az állapot invariáns minden<br />
megfigyelő számára, minden időre<br />
• 1) Klasszikusan: Pisztont adiabatikusan<br />
visszahúzunk dV változás → vákuum<br />
energia keltés, dE = rc 2 dV, a<br />
vákuumnyomás munkája révén, PdV.<br />
Energia megtartás → P = - rc 2<br />
• 2) Manapság a sőtét energia dominál,<br />
de nem dominálthatott a múltban, mível<br />
nagyskálájú strukturák nem jöhettek<br />
vólna létre. A struktúra növekedési idö<br />
~(Gr m ) -1/2 , ahol r m az anyag amely<br />
részt vesz a csoportosulásba, míg az<br />
expanziós idő ~(Gr tot ) -1/2 , ha a<br />
görbület elhanyagohátó. Ha r total > r m ,<br />
a struktúrák növekedése megáll.<br />
Miután ez csak zd1 körül történt, ahoz<br />
hogy a sőtét energia kevesebb legyen<br />
a múltban, lassaban kell növekednie<br />
mint a r m µ R -3 nyomásnélküli sötét<br />
anyag. Tehát a nyomása negativ kell<br />
hogy legyen: � P= wrc 2 , ahol w ≤ 0.<br />
• Hogy a CMB és a jelenlegi struktúrák<br />
közötti konkordancia meglegyen,<br />
szükséges továbbá hogy wd-0.5.<br />
• Miután dr/dt=(4pGR/3)(r+3P/c 2 )<br />
→ r =const, minden t-re
Lassitási Paraméter<br />
R&<br />
& R ⎛ 4πG ⎞ 2<br />
q = − = ⎜ ⎟<br />
2 Ω<br />
R&<br />
2 2 2<br />
⎝ 3c<br />
H ⎠<br />
( ρc<br />
+ 3P)<br />
≡ Ωm<br />
/ + Ωr<br />
− V<br />
• Ha a vákuum dominál, q ≤ 0 , gyorsitás<br />
•Üres Univerzum: W m=W r=W V=0 → W K=1 → szabadon fut<br />
• SDSS kvázárok→ neutrális hányad x t10 -3 , z~6.3-nél<br />
• WMAP polarizáció → t T=0.17, z~17nél (ha x=0)<br />
(gyakorlatban akkor is ha x~10 -2 –10 -1 )
COBE és PLANCK összehasonlitás<br />
COBE<br />
PLANCK - Simulation
Az elvárt CMB fluktuációs spektrum mérési<br />
pontossága a PLANCK műbolygóval<br />
Figyelemre méltóak a<br />
nagyon kis hibamércék a<br />
magas gömbharmonikus<br />
l-eknél. Ezek<br />
kulcsfontosságuak a<br />
részletes fizikai<br />
információ elemzésére<br />
amit PLANCK-tol<br />
elvárnak.
Detectability of Afterglow Emission Near the Lya<br />
Wavelength<br />
Photometric redshift identification: based on the Lya trough<br />
z=11<br />
z=9<br />
z=7<br />
z=15<br />
JWST<br />
sensitivity<br />
z=5<br />
Barkana &<br />
Loeb 2003<br />
astro-ph/0305470
Nagyskálájú mozgások elemzése<br />
• A legjobb becslések szerint β=Ω 0 0.6 /b =0.43±0.07, de nagy<br />
fényeségekre kedvezve (ahol b=bias paraméter). Típikus<br />
galaxisokra korrigálva<br />
β = 0.54±0.09<br />
• A hideg sötét anyag sűrüsége, nagy skálákon átlagolva (ha<br />
h=0.7)<br />
Ω 0 = 0.3 (Peackock et al, 2001)
A tömegspektrum z-szerinti<br />
fejlődése<br />
• A Press-Schechter<br />
formalizmus megközeliti<br />
a numerikus számitások<br />
eredményeit<br />
• A galaxisok megfigyelt<br />
térbeli eloszlása, az<br />
aktív galaxisok és<br />
környezetük<br />
megfigyelései fontos<br />
teszteket adnak a<br />
hierarchikus<br />
csoportosulás modelre.
21 cm-es megfigyelések: Emiszió<br />
10 Mpc comoving<br />
z=7.2<br />
z=7.5 z=18.3 z=16.1 z=14.5 z=13.2 z=11.2 z=10.4 z=9.8 z=9.2 z=8.7 z=7.9 z=12.1 z=8.3<br />
∆ν=0.1 MHz Furlanetto et al. (2003)
Change language