Sterrekunde

Is daar 'n verband tussen die Kosmiese Mikrogolfagtergrond (CMB) en die verspreiding van sterrestelsels in die verte?

Is daar 'n verband tussen die Kosmiese Mikrogolfagtergrond (CMB) en die verspreiding van sterrestelsels in die verte?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Die Kosmiese Mikrogolfagtergrond (CMB) is opvallend isotroop, maar vertoon 'n duidelike dipolêre Doppler-verskuiwing en ook baie kleiner, maar meetbare skommelinge in intensiteit en polarisasie. Sommige van hierdie skommelinge behoort vermoedelik oor te dra na die daaropvolgende vorming van vroeë sterrestelsels en ander strukture. In watter mate word dit verwag en tot watter mate is dit waargeneem?

Die CMB Doppler-verskuiwing word toegeskryf aan ons plaaslike snelheid ten opsigte van die vroeë heelal. Word hierdie Doppler-verskuiwing ewe waargeneem ten opsigte van verre sterrestelsels en diffuse sterlig?

Meer in die besonder, word enige van die fyn strukture in die CMB voorgestel in die verspreiding of eienskappe van die oudste voorwerpe wat opties waargeneem kan word (infrarooi)?


CMB-skommelinge

Die CMB-skommelinge word dikwels hierdeur ontleed kragspektrum $ P (k) $, wat 'n maatstaf is van die mate waarin dit op 'n gegewe skaal "klonterig" is $ ell $, met ooreenstemmende golfgetal $ k = 2 pi / ell $. Die oorsprong van hierdie magspektrum word in die vroeë vroeë heelal, net ná die oerknal, gelê, en dit is van uiterste belang in die kosmologie, aangesien dit bepaal hoe die struktuur daarna ontwikkel.

Verskeie waarnemings help ons om te beperk $ P (k) $. Vir die vroeë Heelal gebruik ons ​​die CMB, terwyl die grootskaalse struktuur van sterrestelsels en, selfs later, sterrestelsels in later tydperke nuttig is. Boonop stel absorpsielyne in die spektra van agtergrondkwasars ons in staat om die struktuur via die sogenaamde Lyman in kaart te bring $ alpha $ bos.

Die onderstaande figuur (van Norman 2008) toon aan hoe 'n enkele kosmologiese model (van Tegmark et al. 2004) in alle tydperke pas.

Die kragspektrum ontwikkel mettertyd, dus om die verskilperiodes te vergelyk, toon die figuur $ P (k) $ vir die verskillende waarnemings geëkstrapoleer na die huidige tydvak (d.w.s. vandag).

CMB dipool

Die waarneming van die dipool in die CMB is relatief maklik omdat dit tot 1 tot ~ 100.000 deur dieselfde Planck-temperatuur in alle rigtings beskryf word. Dit is nie die geval vir enige astrofisiese bronne nie, dus is die meting van die dipool in sterrestelsels minder eenvoudig. Met groot monsters sterrestelsels is dit nogtans probeer. Vir 1,2 miljoen sterrestelsels in die WISE-katalogus het Rameez et al. (2018) vind die dipoolanisotropie in ooreenstemming met die van die CMB.


Korrelasie tussen grootskaalse melkwegstruktuur en CMB-skommelinge?

Die spreker het die ander dag tydens 'n relatief nie-tegniese astronomieseminaar die beroemde WMAP-hemelbeeld vertoon as 'n hulpmiddel om te beskryf wat die CMB is, die skaal van sy skommelinge, ens. Hierdie spreker noem dat daar korrelasies is tussen die hoër -temperatuurstreke op die kaart en streke met grootskaalse sterrestelselstrukture gesien in diep lugopnames.

Ek was verbaas om dit te hoor. My begrip is dat CMB 'n beeld is van gebeure wat tans ongeveer 14 miljard ligjare weg is, terwyl die waargenome grootskaalse sterrestelsels ongeveer die helfte van die afstand is. Ek sou geen digtheidskommeling van 14 miljard ligjare weg verwag het om enige korrelasie met 'n digtheidskommeling van 7 miljard ligjare weg te deel nie.

Toe ek dit vra, erken die spreker dat hy 'meestal 'n ster-outjie' is en gaan voort met sy uitstekende praatjie.

Is daar 'n korrelasie tussen die warmer, digter streke van die CMB en die verspreiding van digte sterrestelsels? Is daar 'n oorsaaklike rede waarom hierdie verre voorwerpe met mekaar korreleer? Is daar 'n lenseffek op die CMB-temperatuur? Of is hierdie 'korrelasie' net 'n aanloklike fout wat stadig besig is om in algemene kennis te werk?


ESA Wetenskap en ampstegnologie - Die effek van gravitasie-lens op die Kosmiese Mikrogolfagtergrond


Datum: 01 September 2013
Satelliet: Herschel
Beelde: kaart van die geprojekteerde digtheid van materie soos waargeneem op 'n kol van die suidelike hemel
Kopiereg: Beeld van G. Holder et al., 2013, The Astrophysical Journal Letters, 771, L16
Vertoon in argief: waar

Hierdie beeld toon die digtheid van die grootskaalse verspreiding van materie in die heelal, soos dit langs die siglyn geprojekteer word en geskat word met behulp van twee verskillende soorte data.

Die grysskaalkaart (in albei panele getoon) is gebaseer op waarnemings van die Kosmiese Mikrogolfagtergrond (CMB) wat saam met die National Science Foundation & South Pole Telescope (SPT) uitgevoer is teen 'n frekwensie van 150 GHz. Wit gebiede dui streke aan waar die materiaaldigtheid hoër is as die gemiddelde, terwyl swart gebiede streke met laer as die gemiddelde digtheid aandui.

Die kleurkaart (geteken oor die grysskaal in die regterpaneel) is gebaseer op waarnemings van die Kosmiese Infrarooi Agtergrond (CIB) wat verkry is met ESA & aposs Herschel Space Observatory. Die rekonstruksie is gebaseer op data wat op 'n golflengte van 500 mikron versamel is met behulp van die SPIRE-instrument aan boord van Herschel. Rooi gebiede dui streke aan waar die materie-digtheid hoër is as die gemiddelde, terwyl blou gebiede streke met laer as die gemiddelde digtheid aandui.

In teenstelling met die CMB, wat die diffuse lig is wat die heel vroeë heelal deurdring, is die CIB 'n kumulatiewe agtergrond en het dit ontstaan ​​met die vorming van sterre en sterrestelsels.

Gravitasie-lens, die buiging van lig wat deur massiewe voorwerpe veroorsaak word, beïnvloed ook die CMB omdat dit versprei oor die grootskaalse verspreiding van strukture wat die heelal 'n paar honderd miljoen jaar na die oerknal begin bevolk het. Massiewe liggame, soos sterrestelsels, sterrestelsels en die donker materie-stralings waarin dit ingebed is, dien as lense en buig die pad van fotone af, wat die beeld van verre bronne verwring. Om hierdie rede is daar 'n baie sterk korrelasie tussen die gravitasie-lens CMB en die CIB wat deur Herschel opgespoor is, aangesien laasgenoemde die lense opspoor wat verantwoordelik is vir die afbuiging.

Hierdie korrelasie is duidelik in die regterpaneel, wat die swaartekragpotensiaal van die sterrestelsels wat die CMB verdraai, toon, geskat vanaf die gravitasie-lens CMB (grysskaalkaart) en die verspreiding van sterrestelsels (kleurkaart).

Net soos gewone glaslense, is 'n swaartekraglens die doeltreffendste wanneer dit halfpad tussen die bron van die lig en die waarnemer geleë is. In 'n kosmologiese konteks is die sterrestelsels wat die meeste bydra tot die lens van die CMB, met 'n rooi skuif z

2. Hierdie sterrestelsels word die beste ondersoek deur die langste golflengteband op die SPIRE-instrument op Herschel, wat op 500 mikron gesentreer is.


The Event Horizon en Hubble Sphere

Soos voorheen beskryf, brei die heelal uit. Hoe verder 'n voorwerp weg is, hoe vinniger word dit van ons af.

Daar is 'n duidelike verband tussen die resessiesnelheid en die afstand van 'n sterrestelsel. Hierdie verhouding staan ​​bekend as die wet van Hubble en word geskryf as

  • v is die snelheid wat 'n voorwerp van ons af wegbeweeg
  • D is die voorwerp se afstand
  • Ho is 'n konstante wat bekend staan ​​as die Hubble-konstante. As v in kilometer per sekonde gemeet word en D in megaparsek (Mpc) is (1 Mpc = 3,26 miljoen ligjare) dan Ho is ongeveer 70 km / s per Mpc. Die Hubble-konstante meet hoe vinnig die Heelal uitbrei. In werklikheid verander die Hubble-konstante met verloop van tyd (dit word algemeen aanvaar dat dit afneem) en word dit dus meer korrek genoem Hubble-parameter H (t). Die Hubble-konstante is die waarde van die Hubble-parameter vandag. Die huidige veranderingstempo van die Hubble-konstante is egter baie klein. Dit sal honderde miljoene jare neem om met 1% van die huidige waarde te daal.

As ons aanneem dat die wet van Hubble op alle afstande geldig is, sal 'n sterrestelsel met 'n snelheid van meer as 300 000 km / s, wat die snelheid van die lig is, terugtrek as ons meer as 4,300 Mpc (of 14 miljard ligjaar) geldig is. In welke geval enige lig wat dit vandag uitstraal, ons nooit sou kon bereik nie. Die Hubble-sfeer is 'n denkbeeldige sfeer op die aarde met 'n radius van 4.300 Mpc. As die Hubble-parameter nie mettertyd verander het nie, kon ons slegs voorwerpe sien wat lig uitstraal vandag geleë binne die Hubble-sfeer.

Die gebeurtenis horison is die grootste afstand vanaf ons waarvandaan die lig wat ons nou uitstraal, ons op die een of ander stadium in die toekoms sal bereik.

  • As 'n voorwerp nader aan die horison lê, sal die lig ons bereik.
  • As 'n voorwerp verder weg is as die gebeurtenishorison, dan is dit so ver weg dat die lig wat nou uitgestraal word ons nooit sal bereik nie.

As die Hubble-parameter nie oor tyd gewissel het nie, sou die gebeurtenishorison bloot die radius van die Hubble-sfeer wees (14 miljard ligjaar). In die meeste kosmologiese modelle, alhoewel die heelal uitbrei, daal die waarde van die Hubble-konstante oor tyd. Die netto effek hiervan is dat die gebeurtenishorison groter is as die radius van die Hubble-sfeer en geleidelik mettertyd verander.

Die onderstaande grafiek wys hoe die gebeurtenishorison oor tyd verander. In die huidige model van die heelal sal die gebeurtenishorison geleidelik mettertyd toeneem, maar teen 'n stadiger en stadiger tempo en 'n maksimum waarde van ongeveer 18 miljard ligjare bereik.


DIE REDSHIFT VAN DIE CMB EN DIE TEMPERATUUR VAN DIE UNIVERSE

Waarnemings van die CMB vertel dat dit met 'n rooi verskuiwing van Z = 1100. Die waargenome temperatuur van die CMB vandag is 2,73 K.

Met watter faktor het die heelal gestrek sedert lig vanaf die CMB uitgestraal is?

Dit beteken dat die heelal met 'n faktor van 1101 gestrek het sedert die lig van die CMB uitgestraal is.

Hoeveel warmer was die temperatuur van die heelal toe lig vanaf die CMB uitgestraal is?

Wat was die temperatuur van die heelal toe lig van die CMB uitgestraal is?

Vergelyk nou hierdie temperature en rekfaktore met dié vir sommige van die voorwerpe waarvan u voorheen geleer het.


3 Cross-Correlation Estimators: CAPS, CCF en CSMHW

Soos bekend (bv. Peebles & amp Ratra 2003) vir 'n plat heelal waar die dinamika deur donker energie oorheers word, verwag ons 'n positiewe korrelasie tussen die CMB en die sterrestelselverspreiding van die nabygeleë Heelal (Z≲ 1 sien byvoorbeeld Afshordi 2004).

In hierdie referaat pas ons drie verskillende tegnieke toe om so 'n korrelasie te bestudeer en om die prestasie van elkeen daarvan te vergelyk vir die opsporing van die ISW-effek. Die drie bestudeerde tegnieke is die CAPS, die CCF en die CSMHW, wat die harmoniese, regte en golwe-ruimtes dek. Die CAPS is reeds in Afshordi et al gebruik. (2004) om die Sunyaev-Zel'dovich-effek, die puntbronne en die ISW-seine te skat deur die 2MASS-infrarooi-bronkatalogus en die WMAP. Die CCF is meer omvattend gebruik, byvoorbeeld in Boughn & amp Crittenden (2004) en Nolta et al. (2004). Ons het 'n nuwe tegniek voorgestel wat gebaseer is op waveletruimte: die CSMHW.


Planck onthul die verband tussen aktiewe sterrestelsels en hul donker materie-omgewing

Swaartekrag-afbuiging deur halas met donker materie in kwasar-gasheer. Krediet: David Tree, professor Peter Richardson, navorsingslaboratorium vir speletjies en visuele effekte, Universiteit van Hertfordshire

Wetenskaplikes het die klein vervormings wat op die kosmiese mikrogolf-agtergrond deur die swaartekrag van materie dwarsdeur die heelal, wat deur die ESA se Planck-satelliet aangeteken is, gebruik om die verband tussen die helderheid van kwasars - die helder kern van aktiewe sterrestelsels - en die massa van die baie te ontdek. groter 'strale' van donker materie waarin hulle sit. Die resultaat is 'n belangrike bevestiging vir ons begrip van hoe sterrestelsels in die kosmiese geskiedenis ontwikkel.

Daar is bekend dat die meeste sterrestelsels in die heelal supermassiewe swart gate bevat, met massas van miljoene tot miljarde kere die sonmassa, in hul kern. Die meerderheid van hierdie kosmiese monsters is 'rustend', met min of geen aktiwiteit in die omgewing nie, maar ongeveer een persent word as 'aktief' geklassifiseer, wat materie uit 'n baie hoë tempo aanleer. Hierdie aanwasproses laat materiaal in die omgewing van die swart gat helder oor die elektromagnetiese spektrum skyn, wat hierdie aktiewe sterrestelsels, of kwasars, tot die helderste bronne in die kosmos maak.

Alhoewel dit nog onduidelik is wat hierdie swart gate aktiveer, met die aan- en afskakel van hul fase van intense aanwas, is dit waarskynlik dat kwasars 'n belangrike rol speel in die regulering van die evolusie van sterrestelsels oor die hele kosmiese geskiedenis. Om hierdie rede is dit van kardinale belang om die verband tussen kwasars, hul gasheerstelsels en hul omgewing op nog groter skale te verstaan.

In 'n onlangse studie onder leiding van James Geach van die Universiteit van Hertfordshire, Verenigde Koninkryk, het wetenskaplikes data van die ESA se Planck-missie gekombineer met die grootste opname tot dusver beskikbaar vir kwasars om lig te werp op hierdie boeiende onderwerp.

Volgens die toonaangewende scenario van struktuurvorming in die heelal, neem sterrestelsels vorm uit gewone materie in die digste knope van die kosmiese web - 'n filamentêre netwerk, wat hoofsaaklik bestaan ​​uit die onsigbare donker materie, wat die kosmos deurdring. Op sy beurt het die komplekse verspreiding van gewone en donker materie sy oorsprong in klein skommelinge in die oer-heelal, wat 'n afdruk laat in die kosmiese mikrogolf-agtergrond (CMB), die oudste lig in die geskiedenis van die heelal.

Die Planck-satelliet het die hemelruim tussen 2009 en 2013 gesoek om die mees presiese kaart van die CMB te skep, wat wetenskaplikes in staat stel om ons kennis van die ouderdom, uitbreiding, geskiedenis en inhoud van die heelal te verfyn tot ongekende vlakke van akkuraatheid.

Gravitasie lens van die kosmiese mikrogolf agtergrond. Krediet: ESA en die Planck-samewerking

En daar is meer: ​​soos voorspel deur die algemene relatiwiteitsteorie van Albert Einstein, buig massiewe voorwerpe die weefsel van die ruimtetyd om hulle, en verdraai die pad van alles - selfs lig - wat daar naby gaan. Hierdie verskynsel, ook bekend as gravitasie-lensing, beïnvloed ook Planck se metings van die CMB, wat 'n afdruk dra van die grootskaalse verspreiding van materie wat die oudste kosmiese lig onderweg na die satelliet teëgekom het.

"Ons weet dat sterrestelsels vorm en ontwikkel in 'n onsigbare 'steierwerk' van donker materie wat ons nie direk kan waarneem nie, maar ons kan die swaartekrag-lensvervormings benut op die kosmiese mikrogolfagtergrond om te leer oor die strukture van die donker materie rondom sterrestelsels," sê James. Geach.

Gravitasie-lensvervormings van die CMB is klein, en herrangskik die CMB-lugfoto op skale van ongeveer 10 minute boog - gelykstaande aan net een derde van die deursnee van die volmaan. Maar baie klein afbuigings van regoor die hemelruim kan met behulp van statistiese metodes gekombineer word om 'n sterker sein te verkry, en die data wat rondom baie kwasars versamel is, ophoop.

In hul navorsing het Geach en kollegas die nuutste gravitasie-lenskaart wat deur die Planck-span verkry is, ontleed en bekend gemaak as deel van die Planck Legacy Release in 2018, in kombinasie met 200 000 kwasars uit die grootste steekproef wat ooit saamgestel is, die meer as die helfte 'n miljoen kwasars wat bestaan ​​uit Data Release 14 van die Sloan Digital Sky Survey-kwasarkatalogus.

"Deur die Planck-data te kombineer met so 'n groot aantal kwasars, kan ons die massa van die donker materie-halo's waarin die kwasar-gasheerstelsels ingebed is, meet en ondersoek instel hoe dit verskil vir kwasars met verskillende helderheid," sê Geach.

Die analise dui daarop dat hoe stralender die donker materie is, hoe helderder 'n kwasar is.

Swaartekrag-afbuiging deur halas met donker materie in kwasar-gasheer. Krediet: David Tree, professor Peter Richardson, navorsingslaboratorium vir speletjies en visuele effekte, Universiteit van Hertfordshire

"Dit is dwingende bewyse dat daar 'n korrelasie bestaan ​​tussen die helderheid van 'n kwasar, energie wat vrygestel word in die onmiddellike omgewing van 'n supermassiewe swart gat - 'n gebied wat miskien 'n paar ligdae strek - en die massa van die omvattende stralekrans van donker materie en omliggende omgewing, wat tienmiljoene ligjare rondom die kwasar strek, ”verduidelik Geach.

"Ons gebruik die kosmiese mikrogolfagtergrond as 'n soort 'backlight' vir die heelal. Daardie backlight is swaartekragtig gelens deur voorgrondstof, en deur sterrestelsels te korreleer met die Planck-lenskaart, het ons 'n nuwe manier om sterrestelsels te bestudeer en hul evolusie. '

Die bevinding ondersteun teoretiese modelle van kwasarvorming, wat 'n korrelasie tussen kwasar-helderheid en halo-massa voorspel, veral vir die helderste kwasars, waar die swart gate die materie naby die maksimum tempo aanbring.

Die studie het gefokus op kwasare in die verte wat waargeneem word soos toe die heelal ongeveer vier miljard jaar oud was - ongeveer een derde van sy huidige ouderdom van byna 14 miljard jaar. Dit is naby die toppunt van supermassiewe groei in swart gate. In kombinasie met dieper kwasaropnames in die toekoms, kan die Planck-data wetenskaplikes in staat stel om hierdie ondersoeke tot vroeër tye in die kosmiese geskiedenis te stoot, tot in die tydperk toe die eerste kwasars ontstaan ​​het.

"Hierdie resultaat toon die krag van Planck se swaartekraglensmetings, wat dit vir ons moontlik maak om die onsigbare strukture van donker materie waarin sterrestelsels vorm en ontwikkel te meet," sê Jan Tauber, Planck-projekwetenskaplike by ESA.

"Die nalatenskap van Planck is nogal verstommend, met data wat gebruik word vir 'n baie wyer verskeidenheid wetenskaplike toepassings as wat oorspronklik bedink is."

"Die halogeenmassa van opties-lig kwasare by z

1–2 gemeet deur gravitasie-afbuiging van die kosmiese mikrogolfagtergrond "deur J. E. Geach et al. Word gepubliseer in Die Astrofisiese Tydskrif, Jaargang 874, nommer 1.


Wat is die Kosmiese Mikrogolfagtergrond?

Die vroeë heelal was gemaak van 'n ondeursigtige plasma, 'n warm see van geïoniseerde gas. Dit het genoegsaam afgekoel sodat atome ongeveer 380 000 jaar ná die oerknal kon vorm en die lig kon byna onbelemmerd deur die heelal reis. Die lig is wat ons vandag meet as die kosmiese mikrogolfagtergrond (CMB).

Die Kosmiese Mikrogolfagtergrond vertel ons oor die stand van die saak waarmee dit laas daardie tyd gelede gesels het. Dit is in wese 'n baba-prentjie van die heelal.

Ons begrip van die CMB het in die negentigerjare vorentoe gespring, met die Cosmic Background Explorer-satelliet wat klein skommelinge in 'n andersins byna eenvormige nagloed ontdek het, gevolg deur hoër resolusie-beelde van ballongedraagde eksperimente.

Hierdie digtheidsvariasies is nou deur die hele lug gekarteer, eers deur NASA se Wilkinson-mikrogolfanisotrofie-sonde en meer onlangs, met 'n hoër resolusie, deur ESA se Planck-satelliet.

Planck, wat in 2009 van stapel gestuur is, het die lug in nege golflengtes (of kleure) van mikrogolflig geskandeer. Dit het meer as 4 jaar gewerk en is na die ontmanteling in 2013 nou permanent afgeskakel en in 'n wentelbaan om die son.

Die rykdom aan data wat dit versamel het, is deur die Planck-span deurgegee en aan die wêreld bekend gemaak sodat ander sterrekundiges en kosmoloë dit kan bestudeer.

Dit laat insig in wat kosmoloë die standaard kosmologiese model noem, die prentjie van die samestelling en evolusie van die Heelal, begin met 'n oer-sop van materie en eindig met die massiewe strukture wat ons vandag in die Heelal sien.

Dit is te danke aan die swaartekrag dat die klein temperatuur- en digtheidsvariasies so klein as 0,001% in die vroeë heelal is - afgebeeld as 'n skynbaar willekeurige hodge-podge van warm en koue kolle op algehele kaarte van die CMB (sien heel bo-aan hierdie artikel) - mettertyd uitgebrei en afgekoel tot enorme groepe sterrestelsels wat in 'n kosmiese web gerangskik is.

Waarvan is die Heelal gemaak?

In 'n neutedop bestaan ​​die heelal uit drie hoofbestanddele:

  • Slegs ongeveer 20% van die materie in die heelal bestaan ​​uit dieselfde dinge as ons - atome, molekules, ensovoorts.
  • Die res is donker materie, wat net die swaartekrag voel. Maar selfs al hierdie aangeleenthede beslaan net minder as 'n derde van die energie-inhoud van die heelal.
  • Die res - ongeveer 68% - is donker energie, wat optree as 'n anti-swaartekrag wat alles uitmekaar druk. Dit het egter die heelal die afgelope paar miljard jaar eers oorheers.

Een van die mees kontra-intuïtiewe kenmerke van die standaardmodel van kosmologie is 'inflasie': die heelal se eerste klein fraksie van 'n sekonde (ongeveer duisend miljoen miljard triljoenste), waarin dit met 'n faktor van ongeveer 100 duisend miljard biljoen uitgebrei het.

Dit het die sigbare heelal gladder gemaak en oral amper dieselfde gemaak, maar dit het ook klein kwantumswisselinge op 'n makroskopiese skaal opgeblaas. Dit is hierdie skommelinge wat gelei het tot die digtheidsvariasies in die CMB.

Hoewel inflasie na 'n gemaksteorie lyk, met min of geen fisiese motivering nie, verklaar dit wel baie van die waargenome eienskappe van die Heelal.

Dit is die beste teorie wat ons tans het, maar sonder vaste bewyse kan ons eenvoudig kosmologies gesproke die verkeerde boom op blaf.

Alhoewel sommige van die getalle verfyn is, het die basiese model van kosmologie nie regtig verander nie.

Deur Planck se presiese metings van die CMB te kombineer met ander grootskaalse studies van die Heelal, het kosmoloë die halfdosyn of so basiese parameters tot 'n paar persent, soms selfs minder, vernou.

Met behulp van die jongste resultate van Planck kan die ouderdom van die heelal, bereken as 13,8 miljard jaar, byvoorbeeld bepaal word met 'n akkuraatheid van minder as 0,2%, gelykstaande aan 30 miljoen jaar.

Kosmiese inmenging

Ongelukkig is die aarde ten minste vir kosmoloë nie heeltemal geïsoleer in die heelal nie, en die vroeë heelal is nie die enigste bron van mikrogolflig nie.

Materiaal in ons eie sterrestelsel, binne die sonnestelsel, en selfs in verskillende sterrestelsels, straal lig uit en verwar die prentjie.

In werklikheid word die grootste deel van die lug oorheers deur emissies van die Melkweg, dus is die skeiding van hierdie 'voorgronde' van kritieke belang as ons die vroeë heelal beter wil sien.

Alhoewel die kosmiese mikrogolfagtergrond op elke golflengte dieselfde lyk, het hierdie ander komponente 'n spesifieke verskeidenheid kleure, en kan 'n veelkleurige blik op die heelal opgedeel word in sy samestellende dele.

Die sterkste instrument van Planck is sy negekleurvisie, wat dit moontlik maak om die kosmiese nagloed van die galaktiese voorgrond met veel groter betroubaarheid as vorige missies te skei, en ons kosmologiese parameters akkurater as ooit tevore te verfyn.

Ons beskou 'n ligstraal as 'n golflengte (of kleur) en 'n intensiteit (of helderheid). Maar in sommige situasies kan lig ook die voorkeur hê, die polarisasie daarvan.

Wat is polarisasie?

Lig is 'n golf van ossillerende elektriese en magnetiese velde wat deur die ruimte beweeg. Die eienskappe van die lig wat ons sien, vertel ons oor die bron wat dit uitgestraal het.

In die sterrekunde vertel die kleur of golflengte van lig ons byvoorbeeld oor die temperatuur van die bron en die intensiteit van die lig vertel ons die digtheid van die gas of stof wat dit uitstraal.

As die bron 'n voorkeur-oriëntasie het, kan daar ook 'n voorkeur-rigting wees na die elektriese en magnetiese velde wat ons sien, en dus 'n voorkeur-oriëntasie van die lig. Ons noem dit 'n polarisasie.

Die effek kan ook geskep word as lig van 'n voorwerp verstrooi word. Die lig wat deur 'n pad gereflekteer word, is byvoorbeeld effens gepolariseerd, daarom kan gepolariseerde sonbrille sommige van die weerkaatste glans blokkeer.

Lig in die vroeë Heelal is van elektrone verstrooi en die elektriese veld van die lig het veroorsaak dat die elektrone oscilleer.

As die lig oral dieselfde sou gewees het, sou die elektrone in willekeurige rigtings geswaai het, maar die verspreiding van warm en koue streke in die heelal (wat ons as warm en koue kolle in die CMB sien) het die elektrone die voorkeur gegee vir oscillasie, die verspreide lig polariseer.

Die bepaalde strukture en patrone in die CMB beteken dat die waargenome polarisasie 'n bepaalde struktuur het - 'n draaipatroon rondom warm kolle, waarna 'n 'E-modus' verwys word.

Die verdraaiing van die ruimte deur swaartekraggolwe sou hom manifesteer as 'n subtiele vervorming van die polarisasiepatroon, wat 'n ander patroon van warrels byvoeg, 'n 'B-modus' genoem.

Ongelukkig is die handtekening van gravitasiegolwe baie swakker as die normale CMB-polarisasiepatroon. Dit word ook gemasker deur ander bronne, soos gravitasie-lens en gepolariseerde lig van ons Melkweg.

Wat veroorsaak dat lig gepolariseer word?

Lig kan gepolariseer word as die bron 'n voorkeurrigting het. Die galaktiese magnetiese veld veroorsaak byvoorbeeld dat stofdeeltjies in dieselfde rigting gerig word, en die lig wat hulle uitstraal, het ook die voorkeur-oriëntasie.

Net so wentel elektrone om die magnetiese veldlyne en straal lig uit met oriëntasies wat ook ooreenstem met die magnetiese veld.

Alhoewel dit 'n oorlas vir kosmoloë kan wees, is dit vir astrofisici 'n fassinerende insig in die struktuur van die Melkweg en die vorming van sterre.

Lig uit die vroeë Heelal is ook effens gepolariseerd, en die patroon van polarisasie gee leidrade oor wat aan die begin van die tyd gebeur het, asook meer onlangs in die kosmiese geskiedenis.

Daar is min voordeel om na een plek in die CMB te kyk, aangesien ons niks weet van die aanvanklike toestande op elke punt in die heelal nie. Maar deur hulle saam te meet en na patrone oor die lug te kyk, kan ons 'n statistiese prentjie opbou.

Die polarisasie, of oriëntasie, van die Kosmiese Mikrogolfagtergrond het 'n baie besondere patroon - dit lyk dwars. Dit is nie so verbasend nie, want die patroon van warm en koue streke aan die hemel lei tot hierdie warreligheid.

Veelkleurige Melkweg

Planck se vermoë om op nege golflengtes waar te neem, maak sy data besonder ryk. Hieronder is slegs vier van die sienings van ons Galaxy

Interstellêre stofkorrels in ons sterrestelsel gloei op golwe van submillimeter en kan in lyn met die magnetiese veld wees om hierdie gepolariseerde aansig te gee.

Spinende stof

Stofdeeltjies kan ingestel word om in die galaktiese magneetveld te draai teen 'n tempo van miljarde rotasies per sekonde, wat 'n millimeter golf lig uitstraal.

Synchrotron bestraling

Elektrones van binne ons Melkweg en verder spiraalvormig om die magnetiese veldlyne. Terwyl hulle dit doen, stuur hulle radiogolwe uit wat deur Planck opgespoor word.

Koolstofmonoksied

Die koudste gas in ons Melkweg kan molekules soos koolstofmonoksied vorm. Dit wys die streke waar koue gas in duie stort om sterre te vorm.

Op soek na patrone in die CMB

Kosmoloë is op soek na 'n baie flouer patroon in die oriëntasie en skuil tussen die warrels.

Hierdie sogenaamde 'B-modusse' sou, as dit in die vroeë Heelal gesien word, bewys lewer van swaartekraggolwe wat deur die kosmos voortplant, die gevolg is van die massiewe uitbreiding van die ruimte tydens inflasie.

Dit is een van die enigste toetsbare voorspellings wat inflasie maak, en om dit te vind, sou 'n groot ontdekking wees.

Ongelukkig is die verwagte sein ongelooflik swak en word dit maklik gemasker deur 'n groot aantal ander effekte.

Behalwe gepolariseerde lig wat van ons Melkweg af kom, word die polarisasiepatrone ook verdraai deur gravitasie-lens, wat die oriëntasie verdraai en die patrone meng.

In Maart 2014 berig 'n span kosmoloë wat teleskope op die Suidpool bestuur, dat hulle hierdie B-mode-handtekening in hul lugkaart gevind het.

Die kosmologiese gemeenskap en die res van die sterrekunde het gewemel van bespiegeling.

Terwyl baie opgewonde was oor die opsporing van swaartekraggolwe, was ander meer skepties.

Die bevindings is gemaak deur 'n eksperiment genaamd Background Imaging of Cosmic Extragalactic Polarization (BICEP2).

Dit het op een stuk lug gefokus en hoewel dit moes meeding met die verduisterende effekte van die Aarde se atmosfeer, het dit met 'n groot aantal detektore gedoen - wat dit op sommige maniere sensitiewer gemaak het as Planck.

Die achilleshiel was egter dat BICEP2 net een kleur lig gesien het, en dus nie die voorgrondstoornisse met selfvertroue kon skei nie.

Die aannames wat gemaak is, was te optimisties, en 'n daaropvolgende samewerking met Planck het getoon dat baie van die dinge wat gesien is, te wyte was aan stof in ons Melkweg, nie 'n teken van inflasie nie.

Dit is egter nie die einde van die verhaal nie, aangesien dieselfde span meer teleskope vanaf Antarktika met 'n groter verskeidenheid kleure bestuur.

Gekombineer met Planck se kaarte van die galaktiese emissies, kan ons die kosmologiese B-modusse nog ontdek.

Daar is 'n groot breedte in die wetenskaplike resultate moontlik met Planck se data. Nie net uit ons Melkweg en die vroeë Heelal nie, maar ook baie van die dinge tussenin.

Toe die eerste sterre verlig, begin hul intense lig atome van hul elektrone stroop en die heelal weer ioniseer.

Hierdie geïoniseerde gas versprei lig wat deur die heelal beweeg, wat die voorkeur-oriëntasie verander en ons metings van die CMB subtiel verdraai.

Planck se jongste resultate het vasgestel dat dit waarskynlik ongeveer 500 miljoen jaar na die oerknal gebeur het. Dit is goeie nuus vir sterrekundiges, aangesien die sterre en sterrestelsels wat die effek veroorsaak het, sigbaar moet wees vir die James Webb-ruimteteleskoop wanneer dit gelanseer word.

Daar is nog baie te leer uit Planck se waarnemings. Terwyl byna al die data van die missie nou beskikbaar is, is daar nog baie om te verstaan.

Behalwe kosmologiese ontdekkings, is ons net aan die begin om die gepolariseerde beelde van die hemel te ondersoek, en sterrekundiges sal ongetwyfeld baie nuwe ontdekkings oor ons plaaslike omgewing doen.

Dr Chris North is Odgen Wetenskapdosent en STFC Public Engagement Fellow aan die Cardiff Universiteit. Hierdie artikel verskyn oorspronklik in die Mei 2015-uitgawe van BBC Sky by Night Magazine.


Kosmiese mikrogolfagtergrond Anisotropieë

OpsommingKosmiese mikrogolf-agtergrond (CMB) temperatuur anisotropieë het en sal steeds 'n rewolusie maak vir ons begrip van kosmologie. Die onlangse ontdekking van die voorheen voorspelde akoestiese pieke in die magspektrum het 'n werkende kosmologiese model tot stand gebring: 'n kritieke digtheidsuniversum bestaande uit hoofsaaklik donker materie en donker energie, wat sy struktuur gevorm het deur gravitasie-onstabiliteit van kwantumswisselinge tydens 'n inflasionêre tydperk. Toekomstige waarnemings moet hierdie model toets en die belangrikste kosmologiese parameters daarvan met ongekende presisie meet. Die fenomenologie en kosmologiese implikasies van die akoestiese pieke word breedvoerig ontwikkel. Buite die pieke bied die nog te bespeur sekondêre anisotropieë en polarisasie geleenthede om die fisika van inflasie en die donker energie te bestudeer. Die ontledingstegnieke wat bedoel is om kosmologiese inligting uit grootskaalse CMB-datastelle te haal, word uiteengesit, gegewe die toenemende belang daarvan in die eksperimentele kosmologie as geheel.


2 WMAP En NVSS-datastelle

Die twee datastelle wat gebruik is om die CMB-nabygeleë Heelal-kruiskorrelasie uit te voer, is die WMAP (Bennett et al. 2003a, en verwysings daarin) eerstejaardata en die NVSS (Condon et al. 1998).

2.1 WMAP data

Die WMAP radiometers observe at five frequencies: 22.8, 33.0, 40.7, 60.8 and 93.5 GHz, having 1, 1, 2, 2 and 4 receivers per frequency band, respectively. All the papers, data and products generated by the WMAP team can be found at the Legacy Archive for Microwave Background Data Analysis (LAMBDA) website. 2 The WMAP maps are presented in the healpix scheme ( Górski et al. 2005) at the Nside= 512 resolution parameter. Die WMAP team and other groups have proposed different CMB maps obtained from the WMAP data. In this work, we have used the map proposed by the WMAP team and already used by other groups ( Komatsu et al. 2003 Eriksen et al. 2004 Hansen, Banday & Górski 2004 Mukherjee & Wang 2004 Vielva et al. 2004 Cruz et al. 2005) for the study of the non-Gaussianity and the isotropy of the CMB. This map is generated (see Bennett et al. 2003b for details, and Vielva et al. 2004 for a summarized description) as the noise weighted combination of all the maps produced by the receivers in which the CMB is the dominant signal (40.7, 60.8 and 93.5 GHz), after subtraction of the foreground emission and application of the so-called ‘Kp0’ Galactic mask (defined by the WMAP team and where the brightest point sources are also masked). Whereas for the non-Gaussianity studies the resolution Nside= 256 was commonly chosen, in the present work we have degraded the combined, corrected and masked map down to Nside= 64 (pixel size ≈55 arcmin). The reason for this is that, as pointed out by Afshordi (2004), almost all the signal of the ISW effect is expected to be generated by structures with a scale larger than 2°. Hence, a WMAP resolution of around 1° is enough.

2.2 NVSS data

The NVSS catalogue covers around 80 per cent of the sky and has flux and polarization measurements for almost two million point sources with a minimum flux ≈2.5 mJy at 1.4 GHz. This catalogue has already been used for performing the correlation with the WMAP data ( Boughn & Crittenden 2002, 2004 Nolta et al. 2004). In this work, we have represented the point-source catalogue in the healpix scheme, also at the Nside= 64 resolution. Only sources above 2.5 mJy have been used, which represents 50 per cent completeness ( Condon et al. 1998). As pointed out by Boughn & Crittenden (2002) and Nolta et al. (2004), the mean density of point sources varies as a function of the declination. This systematic effect was corrected, by imposing that the mean of the galaxy density at each iso-latitude band is the same. The iso-latitude bands are defined taking into account the change in the rms noise levels in the NVSS (see fig. 10 of Condon et al. 1998). Alternative strategies (such as that proposed by Nolta et al. 2004) were also considered, proving that results are not sensitive to the particular correction procedure.

As said before, the NVSS catalogue covers around 80 per cent of the sky: for an equatorial declination lower than −50° there are no observations and, within the range −37° > Δ > −50° the coverage is not good enough. Hence, we only consider sources with an equatorial declination Δ≥ −37°. With all these constraints, we have a galaxy distribution map of ≈1 600 000 radio sources with an average number of 40.4 counts per pixel.

In Fig. 1 we have plotted the two maps to be analysed: WMAP (left) and NVSS (right). Both are in Galactic coordinates and the joint mask (Kp0 +Δ < −37°) has been applied. The residual monopole and dipole outside the mask have been removed.

Analysed WMAP and NVSS data after the application of the joint mask and the subtraction of the residual monopole and dipole. The maps are represented in the healpix scheme, with a resolution parameter Nside= 64 pixel size ≈55 arcmin).

Analysed WMAP and NVSS data after the application of the joint mask and the subtraction of the residual monopole and dipole. The maps are represented in the healpix scheme, with a resolution parameter Nside= 64 pixel size ≈55 arcmin).

2.3 Simulations

We have also performed realistic simulations in order to carry out the analysis. 1000 Gaussian simulations of the WMAP data have been performed, following the concordance cosmological model given by table 1 of Spergel et al. (2003)-Ωλ= 0.71, Ωm= 0.29, Ωb= 0.047, H0= 72, τ= 0.166, n= 0.99− and using the cmbfast code ( Seljak & Zaldarriaga 1996). For each realization, we have simulated all the WMAP data measured by the receivers at 40.7, 60.8 and 93.5 GHz, these have been convolved with the real beams provided at the LAMBDA website, the anisotropic WMAP noise was added, the maps were combined using a noise-weighted average, the combined map was degraded to the Nside= 64 resolution and the joint mask was applied. We have cross-correlated the 1000 CMB simulations with the NVSS data, in order to evaluate the significance level of the cross-correlation obtained from WMAP and NVSS. This is enough to quantify the covariance matrix associated with random cross-correlations, and we have checked that it is almost independent of the cosmological model used to simulate the CMB.


Studying in more detail

The CMB is useful to scientists because it helps us learn how the early universe was formed. It is at a uniform temperature with only small fluctuations visible with precise telescopes. "By studying these fluctuations, cosmologists can learn about the origin of galaxies and large-scale structures of galaxies and they can measure the basic parameters of the Big Bang theory," NASA wrote.

While portions of the CMB were mapped in the ensuing decades after its discovery, the first space-based full-sky map came from NASA's Cosmic Background Explorer (COBE) mission, which launched in 1989 and ceased science operations in 1993. This &ldquobaby picture&rdquo of the universe, as NASA calls it, confirmed Big Bang theory predictions and also showed hints of cosmic structure that were not seen before. In 2006, the Nobel Prize in physics was awarded to COBE scientists John Mather at the NASA Goddard Space Flight Center, and George Smoot at the University of California, Berkeley.

A more detailed map came in 2003 courtesy of the Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP), which launched in June 2001 and stopped collecting science data in 2010. The first picture pegged the universe's age at 13.7 billion years (a measurement since refined to 13.8 billion years) and also revealed a surprise: the oldest stars started shining about 200 million years after the Big Bang, far earlier than predicted.

Scientists followed up those results by studying the very early inflation stages of the universe (in the trillionth second after formation) and by giving more precise parameters on atom density, the universe's lumpiness and other properties of the universe shortly after it was formed. They also saw a strange asymmetry in average temperatures in both hemispheres of the sky, and a "cold spot" that was bigger than expected. The WMAP team received the 2018 Breakthrough Prize in Fundamental Physics for their work.

In 2013, data from the European Space Agency's Planck space telescope was released, showing the highest precision picture of the CMB yet. Scientists uncovered another mystery with this information: Fluctuations in the CMB at large angular scales did not match predictions. Planck also confirmed what WMAP saw in terms of the asymmetry and the cold spot. Planck's final data release in 2018 (the mission operated between 2009 and 2013) showed more proof that dark matter and dark energy &mdash mysterious forces that are likely behind the acceleration of the universe &mdash do seem to exist.

Other research efforts have attempted to look at different aspects of the CMB. One is determining types of polarization called E-modes (discovered by the Antarctica-based Degree Angular Scale Interferometer in 2002) and B-modes. B-modes can be produced from gravitational lensing of E-modes (this lensing was first seen by the South Pole Telescope in 2013) and gravitational waves (which were first observed in 2016 using the Advanced Laser Interferometer Gravitational Wave Observatory, or LIGO). In 2014, the Antarctic-based BICEP2 instrument was said to have found gravitational wave B-modes, but further observation (including work from Planck) showed these results were due to cosmic dust.

As of mid-2018, scientists are still looking for the signal that showed a brief period of fast universe expansion shortly after the Big Bang. At that time, the universe was getting bigger at a rate faster than the speed of light. If this happened, researchers suspect this should be visible in the CMB through a form of polarization. A study that year suggested that a glow from nanodiamonds creates a faint, but discernible, light that interferes with cosmic observations. Now that this glow is accounted for, future investigations could remove it to better look for the faint polarization in the CMB, study authors said at the time.


Kyk die video: Universe Size Comparison 3D (November 2022).