We are searching data for your request:
Upon completion, a link will appear to access the found materials.
Sommige neutrino's is fermione. Daar is nogal min van hulle daar buite. Kan hul degeneratiedruk aanleiding gee tot 'n uitbreidingskrag om Donker Energie te verklaar?
Daar is verskillende redes waarom donker energie nie onder druk kan wees nie weens die Pauli-uitsluitingsbeginsel. In die eerste plek veroorsaak druk nie die uitbreiding van die heelal nie, want druk is nie 'n krag nie - druk gradiënte is 'n krag (per volume-eenheid), en die kosmologiese beginsel sluit dit uit. Inderdaad, die druk wat oral voorkom, verskyn slegs as 'n krag wanneer dit in swaartekrag geplaas word, en daar is dit 'n aantrekkingskrag as dit positief is, soos dit is vir wat u met Pauli-druk bedoel. Wat u dus nodig het vir donker energie is negatief druk, verskyn in die swaartekrag.
Die tweede rede is dat nie net wat u met Pauli-druk bedoel positief is nie, maar nie negatief nie; dit verskil nie van normale gasdruk nie, in die sin dat dit as gevolg van kinetiese energiedigtheid op presies dieselfde manier as enige gas voorkom. druk doen. Dit word wyd verkeerd verstaan, baie mense dink dat daar 'n soort ekstra druk is wat die Pauli-uitsluitingsbeginsel het, maar dit is nie die geval as u bloot die kinetiese energie volg nie. As u die kinetiese energie opspoor, dan is gasdruk 2/3 van die kinetiese energiedigtheid vir nie-relativistiese deeltjies, en 1/3 vir relativisties, en dit is alles - dit is net dieselfde vir 'Pauli-druk', daar is niks anders nie daaroor as jy kinetiese energiedigtheid opspoor - wat gewoonlik presies is wat jy wil doen as jy 'n adiabatiese uitbreiding het soos vir die heelal. Om die druk van neutrino's te verstaan, hoef ons dus slegs hul kinetiese energiedigtheid te verstaan, wat ons dink ons doen omdat dit redelik maklik is om op te spoor, gegewe die aannames oor hoe neutrino's aan mekaar koppel en wat hul massa is.
Miskien vra u u af, of daar niks anders of ekstra is aan 'Pauli-druk' nie, wanneer kan dit dan as 'n ekstra bron van druk beskou word? Slegs as u oor die temperatuur praat, eerder as die energie. As dit om die een of ander rede sinvol was om te dink aan temperatuur as die fundamentele beperking, eerder as energie, sou dit sinvol wees om die uitsluitingsbeginsel van Pauli as druk toe te voeg. Maar selfs dan is dit 'n vreemde manier om daaroor na te dink, want al wat die Pauli-beginsel doen, is om te beperk hoe die energie verdeel word, wat weer die temperatuur beïnvloed. Die ketting van kousaliteit in enige gas is energie + verdeling -> temperatuur en energie -> druk onafhanklik van temperatuur, dus dit is nogal vreemd om te doen wat dikwels gedoen word, en voor te gee dat temperatuur + verdeling -> druk. Dit is net die laaste manier wat degenerasie na 'n ekstra druk laat lyk, en dit is net sinvol in 'n stelsel waarvan die temperatuur om die een of ander rede beheer word. Dit is selde die geval in 'n groeiende heelal, waar die temperatuur presies is wat nodig is om die energie en die beperkings op die verdeling daarvan te kry.
Kan die Donker Energie die druk van Pauli wees? - Sterrekunde
As die eenhede van donker materie en donker energie verskillend is (wat ek dink hulle is), hoe kan die numeriese hoeveelhede van mekaar dan met mekaar vergelyk word? Ek weet dat daar soms na donker energie verwys word as 'n 'krag', maar energie het nie die dimensies van 'n krag of massa nie. Hoe is dit moontlik om "dinge" persentasiegewys te vergelyk as hulle nie dieselfde fisiese eenhede het nie?
Daar is 'n paar maniere waarop dit vergelyk kan word. Einstein het getoon dat materie in energie kan omgeskakel word, die omskakelingsfaktor is die snelheid van die lig in die kwadraat. As u hierdie omskakeling vir donker energie en donker materie doen, kom u agter dat ongeveer 70% van alle materie / energie in die heelal in donker energie is, ongeveer 25% in donker energie, en die res in normale materie en bestraling.
'N Ander manier om die vergelyking uit te voer, is om te kyk hoe dit die versnelling van die uitbreiding van die heelal beïnvloed. Energie is gelykstaande aan materie in die sin dat dit swaar trek, en werk om die uitbreiding te vertraag. Donker materie werk dus bloot om die uitbreiding van die heelal te vertraag. Die energiedigtheid geassosieer met donker energie werk ook om die uitbreiding te vertraag, maar die belangrikste effek van donker energie is dat dit 'n negatiewe druk het wat die uitbreiding versnel. Dit beteken dat die impak van die donker energie vir 'n gegewe hoeveelheid donker energie of donker materie 'n faktor van 2 groter is op die versnelling van die uitbreiding van die heelal. Gegewe hul relatiewe oorvloed tans, is die impak van donker energie ongeveer 5,5 keer sterker op die versnelling van die uitbreiding.
Hierdie bladsy is laas op 1 November 2015 opgedateer.
Oor die skrywer
Mike Jones
Mike is 'n vierdejaarstudent in astronomie aan Cornell, waar hy saam met professore Martha Haynes en Riccardo Giovanelli werk aan die ALFALFA-opname, 'n blinde opname van gasryke sterrestelsels in die plaaslike Heelal wat uitgevoer is met die 305m Arecibo-teleskoop in Puerto Rico.
Antwoorde en antwoorde
Die donker energie lyk so in terme van SET's. Isotropiese negatiewe druk.
Die eerste term is die SET van die swaartekrag in sy rusraam. Die tweede term is energie / druk wat veroorsaak word deur [itex] Lambda [/ itex]. Die SET van 'n perfekte vloeistof is
met joum= 0, m = 1,2,3 en U0 & lt & gt 0, dit verminder tot iets soos my eerste uitdrukking. Dus word beweer dat die kosmologiese konstante energie / druk is (ek het 'n faktor van c 2 êrens laat val.)
Verwys & quotgravitating matter & quot en & quotperfect fluid & quot hier albei na die bron van die versnelling in die uitbreiding van die heelal, wat gewoonlik donker energie genoem word?
En verstaan ek u reg dat [itex] Lambda g _ < mu nu> [/ itex] net die [itex] p g _ < mu nu> [/ itex] term van die SET vir hierdie eksotiese perfekte vloeistof is ?
Kan die Donker Energie die druk van Pauli wees? - Sterrekunde
In 1998 het twee spanne sterrekundiges berig dat die lig van supernovas van die tipe Ia wat miljarde jare gelede ontplof het, onverklaarbaar flou is. Die beste verklaring hiervoor is dat hulle verder verwyder is as wat oorspronklik gedink is, wat impliseer dat die uitbreiding van die heelal nie, soos verwag, vertraag nie, maar versnel. In die daaropvolgende jare is hierdie verstommende resultaat bevestig deur meer gedetailleerde studies van tipe Ia-supernovas, sowel as onafhanklike bewyse van sterrestelsels, die grootskaalse verspreiding van sterrestelsels en die kosmiese mikrogolf-agtergrondstraling.
Die gunstige verklaring vir die kosmiese versnelling is donker energie, 'n hipotetiese vorm van energie wat deur al die ruimtes deurdring en 'n negatiewe druk uitoefen, dus namate die Heelal uitbrei, verhoog die druk en laat die heelal in 'n toenemende tempo uitbrei. Die effek van donker energie is klein vir voorwerpe so groot soos sterrestelsels en sterre, maar is van kritieke belang vir die begrip van die grootskaalse struktuur van die heelal.
Tik Ia Supernova-uitslae
Tipe Ia-supernovas word geproduseer wanneer 'n wit dwergster ontplof omdat dit onstabiel raak as gevolg van die aanwas van te veel materie van 'n metgesel-ster, of meer selde, saamsmelt met 'n ander wit dwerg. Omdat die maksimum stabiele massa vir 'n wit dwerg ongeveer 1,4 sonmassa is, produseer die meeste Super Ivo supernova's dieselfde hoeveelheid lig.
Hierdie eienskap maak hulle buitengewoon nuttig as afstandsindikator - as een tipe Ia-supernova dowwer is as 'n ander een, moet dit verder weg wees met 'n bedrag wat bereken kan word. In onlangse jare is tipe Ia-supernova op hierdie manier gebruik om vas te stel dat die uitbreiding van die heelal versnel.
5 miljard ligjare) Daar word waargeneem dat tipe Ia-supernovas stelselmatig dowwer is as wat dit sou wees in die uitbreiding van die heelal as gevolg van die swaartekrag vertraag soos verwag. Die getuienis dui aan dat die uitbreiding die afgelope vyf miljard jaar versnel het. 'N Reeks supernova-opnames in die afgelope dekade het honderde verre supernovas gemeet en die saak vir kosmiese versnelling en by implikasie donker energie sterk versterk.
X-straal-emissie uit clusters of galaxies
Die studie van X-straal-emissie van sterrestelsels het bewys dat dit 'n kragtige tegniek is om bewyse vir die bestaan van donker energie te versamel. Een metode, genaamd die & quotgrowth of structure & quot -metode, berus op die waarneming van hoe die aantal trosse, die mees massiewe gravitasiegebonde voorwerpe in die heelal, mettertyd verander. Chandra-data bied ramings van hoë gehalte as groepfunksie van die tyd, wat dan vergelyk kan word met voorspellings vir die uitbreiding van die heelal met en sonder donker energie. Die resultate stem goed ooreen met die gevolgtrekkings uit die supernova-data.
'N Ander benadering gebruik Chandra-data om die verhouding van warm gas tot donker materie in trosse te bepaal. Rekenaarsimulasies vir trosse dui aan dat hierdie verhouding met die tyd byna konstant moet wees. Die enigste model vir die uitbreidende heelal wat hierdie resultaat weergee, is een wat 'n hoeveelheid donker energie bevat wat ooreenstem met ander tegnieke.
Kosmiese mikrogolfagtergrondstraling en grootskaalse struktuur
Die kosmiese mikrogolfagtergrond (CMB) -straling, die nagloed van die oerknal, word waargeneem as buitengewoon uniform oor die lug. Daar is egter klein temperatuurvariasies of -skommelinge (op die vlak per miljoen vlak) met die Wilkinson-mikrogolfanisotropie-sonde (WMAP) en ander teleskope waargeneem. Hierdie skommelinge is te wyte aan stowwe materiaal wat 'n effens hoër of laer digtheid as die gemiddelde het. Die groei van hierdie polle hang af van dinge soos die uitbreidingstempo van die heelal en die snelheid waarmee klankgolwe beweeg, wat weer afhang van die massa-energie-digtheid en samestelling van die heelal. Ossillasies as gevolg van hierdie klankgolwe verskyn as 'n subtiele patroon in die skaal van die skommelinge in die CMB. Uiters akkurate metings van die skommelinge deur WMAP dui aan dat die benodigde hoeveelheid donker energie ooreenstem met die resultate van supernova- en groepstudies. Hierdie klankgolfpatroon bly gedruk op die verspreiding van materie en verskyn in die verspreiding van sterrestelsels wat honderdmiljoene jare later gevorm is, as nog 'n ondersoek na die hoeveelheid donker energie in die heelal.
Die hoeveelheid donker materie in die heelal voordat sterrestelsels gevorm word, kan bepaal word uit 'n studie van die skommelinge (helderblou en rooi gebiede) in die kosmiese mikrogolfagtergrondstraling. (Krediet: NASA / WMAP)
Die swaartekrag-buiging van lig deur sterrestelsels en trosse sterrestelsels verdraai of skeer die beelde van sterrestelsels in die verte. Analise van hierdie vervorming kan die hoeveelheid donker materie en die verspreiding daarvan met die tyd wat gemeet moet word, openbaar. Hierdie inligting kan gekombineer word met teoretiese modelle vir die invloed van donker energie op die groei van struktuur om aan te toon dat die hoeveelheid donker materie en donker energie ooreenstem met ander bepalings.
Vergelyking met die ouderdom van die heelal afgelei van die uitbreidingstempo van die heelal met onafhanklike ouderdomsramings, bied ook 'n belangrike kontrole oor die hoeveelheid donker energie wat die versnelling van die uitbreiding dryf. Die ouderdomme van die oudste bekende sterre beperk die ouderdom van die heelal tussen 12 en 15 miljard jaar, wat weer ooreenstem met beramings van die hoeveelheid donker materie en donker energie.
Samevatting: Die energiebegroting van die heelal
'N Breë reeks astronomiese waarnemings het gelei tot 'n konsekwente beeld waarin 4,9 tot 5% van die massa-energiebegroting van die heelal normale (baroniese) materie is, soos protone en neutrone, 26 tot 26,8% donker materie en 68 tot 69% word toegeskryf aan donker energie.
Onderskeiding van donker energie verdwyn oor kwantumstoornisse of 'n ongemerkte veld
Soos die meeste teoretiese kosmoloë, was Joshua Frieman baie opgewonde toe sterrekundiges in 1998 aankondig dat dit lyk asof die uitbreiding van die heelal versnel, aangedryf deur 'n onsigbare agent wat hulle noem & ldquodark energy. & Rdquo
Frieman en sy mede-teoretici het hulle twee moontlike oorsake vir die kosmiese versnelling voorgestel: donker energie kan die kwantumbeweging van die leë ruimte wees, 'n & ldquokosmologiese konstante & rdquo wat aanhou toeneem namate die ruimte uitbrei en al hoe kragtiger na buite stoot. Alternatiewelik kan 'n nog onopgemerkte kragveld die kosmos deurdring, een soortgelyk aan die veld wat volgens wetenskaplikes die eksponensiële uitbreiding van die heelal tydens die oerknal aangedryf het.
Maar die wetenskaplikes het ook besef dat die twee opsies feitlik identiese waarnemingsgevolge sou hê, en dat enige teorie tot dusver by die ru-metings kon pas.
Om tussen hulle te onderskei, is Frieman, 'n professor in sterrekunde en astrofisika aan die Universiteit van Chicago en 'n senior personeelwetenskaplike aan die Fermi National Accelerator Laboratory (Fermilab) in die nabygeleë Batavia, Illinois, mede-stigter van die Dark Energy Survey (DES), 'n eksperiment van $ 50 miljoen, 300 mense. Die middelpunt van die projek is die Dark Energy Camera, of DECam, 'n optiese en amper-infrarooi CCD-detector van 570 megapixel wat by Fermilab gebou is en twee jaar gelede op die vier meter Blanco-teleskoop in Chili geïnstalleer is. Deur 300 miljoen sterrestelsels wat oor tien biljoen ligjare strek, waar te neem, beoog DES om die kosmiese versnelling noukeuriger op te spoor as ooit tevore in die hoop om die een hipotese bo die ander te bevoordeel. Frieman en sy span rapporteer nou hul eerste uitslae.
Quanta Magazine het Frieman einde Augustus gehaal tydens COSMO 2014, 'n konferensie wat hy help organiseer het. Met sy nougeknipte grys baard, skilpadbril en organiese katoenhemp, pas die wetenskaplike reg in by die ander fynproewers wat in Eataly Chicago in die straat middagete eet. Tussen die byt van tagliatelle het hy verduidelik wat daar is en wat nie bekend is oor donker energie nie, en hoe DES teoretici sal help om een van die twee uiteenlopende beskrywings van die aard daarvan te bevorder. 'N Geredigeerde en verkorte weergawe van die onderhoud volg.
QUANTA TYDSKRIF: Hoekom het jy dit gedoen?begin met die Dark Energy Survey?
JOSHUA FRIEMAN: As teoretikus in die negentigerjare besig met teoretiese idees oor wat die heelal kan laat versnel, kom ek tot die gevolgtrekking dat ons verskillende modelle kan maak en baie teoretiese bespiegelinge kan doen, maar dat ons nie weet watter van hierdie paaie moet gaan totdat ons baie beter data gehad het.
'N Handjievol van ons in Illinois het dus begin om moontlikhede te bespreek om daardie data te kry. En dit het net so gebeur dat die National Observatory vir Optiese Sterrekunde rondom daardie tyd 'n geleentheid aangekondig het en gesê het, min of meer, & ldquo As iemand 'n baie cool instrument kan bou vir die teleskoop wat ons in Chili gebruik, gee ons & rsquoll u 'n klomp teleskooptyd. . & rdquo Dit & rsquos toe ons die Dark Energy Survey-samewerking gevorm het en die ontwerp vir ons kamera bedink het.
Is dit nie ongewoon dat 'n teoretikus 'n belangrike astrofisika-eksperiment lei nie?
Dit is 'n bietjie ongewoon, maar die grense tussen teorie en waarneming in die kosmologie raak vaag, wat volgens my 'n gesonde ontwikkeling is. Dit was voorheen dat teoretici soos ek met 'n pen en papier sou werk, en waarnemers dan uitgegaan het om die data te neem en dit te ontleed. Maar ons het nou 'n nuwe model waarin spanne opgelei word om groot datastelle te ontleed en te interpreteer, en dit is nie teorie of suiwer waarnemingswerk nie; dit kombineer die twee.
Hoe stel u 'n onsigbare onbekende soos donker energie voor??
Een manier om oor donker energie te dink, is as vloeistof, in die sin dat dit beskryf kan word deur die digtheid en druk daarvan. Hierdie twee eienskappe vertel u die uitwerking daarvan op die uitbreiding van die heelal. Hoe meer donker energie daar is & mdash dit is, hoe groter die digtheid en mdash hoe sterker is die effekte daarvan. Maar die ding wat & rsquos regtig belangrik is oor donker energie, is dat dit anders as enigiets anders waarvan ons weet, negatiewe druk het, en dat & rsquos dit swaartekrag afstootlik maak.
Waarom maak negatiewe druk dit afstootlik?
Einstein & rsquos-teorie sê dat die swaartekrag eweredig is aan die energiedigtheid plus drie keer die druk, dus druk self graviteer eintlik. Dit is iets waarmee ons nie vertroud is nie, want vir gewone aangeleenthede is die druk 'n klein fraksie van die digtheid. Maar as iets 'n druk het wat 'n aansienlike breukdeel van die energiedigtheid is, en as die druk negatief is, kan ek die teken van swaartekrag omdraai. Swaartekrag & rsquos is nie meer aantreklik nie & mdash dit & rsquos afstootlik.
Verreweg die voorste kandidaat vir donker energie is die & ldquocosmological konstant. & Rdquo Wat & rsquos is dit?
Albert Einstein het die kosmologiese konstante in 1917 as 'n addisionele term in die swaartekragvergelyking bekendgestel. In die Einstein & rsquos-teorie is swaartekrag die kromming van ruimte-tyd: u het 'n bron van energie en druk wat ruimte-tyd buig, en dan beweeg ander materie binne hierdie geboë ruimte. Einstein & rsquos vergelykings hou verband met die kromming van ruimtetyd met die energie en druk van wat ook al & rsquos in die ruimte is.
Einstein het oorspronklik die kosmologiese konstante aan die krommingskant van die vergelyking gestel omdat hy 'n sekere oplossing wou kry, wat verkeerd blyk te wees. Maar kort daarna besef die Belgiese fisikus Georges Lemaitre dat die kosmologiese konstante natuurlik saamleef met die druk en energiedigtheid, en dat dit geïnterpreteer kan word as die energiedigtheid en druk van iets. Reeds aan die energiedigtheid en die drukkant van die vergelyking was alles in die heelal: donker materie, atome, wat ook al. As ek al die dinge verwyder, moet die kosmologiese konstante die energiedigtheid en druk van die leë ruimte wees.
Hoe kan leë ruimte energie en druk besit?
In klassieke fisika sou leë ruimte geen energie of druk hê nie. Maar kwantumeffekte kan energie en druk skep, selfs al is daar nie werklike deeltjies nie. In die kwantumteorie kan u voorstel dat virtuele deeltjies in en uit die vakuum rits, en die virtuele deeltjies en mdash wat altyd geproduseer word en dan vernietig en mdash het energie. As donker energie dus die kosmologiese konstante is, kan dit die energie wees wat verband hou met hierdie virtuele deeltjies.
Hoe meet u donker energie?
Daar is twee dinge wat ons probeer doen wat ons beperkings op donker energie kan gee: die een is om afstande te meet, wat ons die geskiedenis van kosmiese uitbreiding vertel. Die tweede is om die groei van struktuur in die heelal te meet.
Vir laasgenoemde gebruik ons 'n tegniek genaamd & ldquoweak gravitational lensing, & rdquo wat baie presies die vorms van honderde miljoene sterrestelsels meet, en dan aflei hoe die vorms verdraai is omdat die ligstrale van daardie sterrestelsels gebuig word deur swaartekrag. terwyl hulle na ons reis. Hierdie lenseffek is baie klein, dus in 99 gevalle uit 100 kan u dit sien deur net na 'n sterrestelsel te kyk of dit lens is. Ons moet die sein dus statisties uithaal.
As ons kyk na die vorms van sterrestelsels wat nie so ver is nie, vergeleke met dié wat verder is, sal die verskil in die vorms te wyte wees aan die feit dat die lig deur verskillende hoeveelhede klonterige struktuur gegaan het. Die meting van die lenssein gee ons 'n mate van hoe die lompheid van die heelal oor kosmiese tyd ontwikkel het, en dat die lompheid deur donker energie beïnvloed word. Swaartekrag trek dinge in, wat die heelal mettertyd al hoe meer klonterig maak, maar donker energie doen die teenoorgestelde. Dit laat dinge van mekaar af wegstoot. As ons dus kan meet hoe die onbeholpenheid van die heelal oor kosmiese tyd verander het, kan ons iets aflei oor donker energie: hoeveel daarvan was daar en wat die eienskappe daarvan op verskillende tydspunte was.
DES sal probeer om die donker energie & ldquoequation of state & rdquo parameter te bereken,w. Wat doen w verteenwoordig?
Die parameter w vertel ons die verhouding tussen die druk van die donker energie en die digtheid daarvan. As donker energie die kosmologiese konstante is, kan u wys dat die enigste w dat & rsquos konsekwent vir leë ruimte die een is waar die druk presies gelyk is aan minus die energiedigtheid. So w het 'n baie spesifieke waarde: minus een.
As donker energie nie die kosmologiese konstante is nie, wat kan dit anders wees?
Die eenvoudigste alternatiewe, en dié waaraan ek in die negentigerjare gewerk het, is geïnspireer deur & ldquoinflation. & Rdquo Voordat ons geweet het dat die uitbreiding van die heelal tans versnel, het ons die idee gehad dat die heelal in die heel vroegste fraksie versnel. van 'n sekonde na die oerknal. Die idee van baie vroeë kosmiese versnelling word inflasie genoem. Die eenvoudigste ding om te doen, was dus om die teorie te leen wat hierdie ander tydperk van versnelde uitbreiding verklaar, en wat skalêre velde behels.
'N Skaalveld is 'n entiteit wat oral in die ruimte 'n waarde het. Namate die veld ontwikkel, kan dit soos donker energie optree: as dit regtig stadig ontwikkel, sal dit negatiewe druk hê, wat die heelal sal laat versnel. Die eenvoudigste modelle van oerinflasie sê dat die heelal vir een of ander tyd deur een van hierdie skalêre velde oorheers is en dat dit uiteindelik verval en verdwyn het. En as dit ons beste idee is vir wat gebeur het toe die heelal byna 14 miljard jaar gelede versnel het, moet ons oorweeg dat ons miskien so iets aan die gang het.
As u na hierdie modelle kyk, is dit geneig om dit te voorspel w, die verhouding van die druk tot die energiedigtheid, sal effens anders wees as minus een. Ons wil graag die idee toets.
Om vorentoe te gaan, sal DES ook probeer vasstel of w verander met tyd. Wat sal dit ons vertel?
In byna enige donker energiemodel wat anders is as 'n kosmologiese konstante, w sal geneig wees om mettertyd te ontwikkel. Byvoorbeeld, w kan in die verre verlede naby minus een begin, en namate die skalêre veld vinniger en vinniger ontwikkel, w raak al hoe verder weg van minus een. Maar daar is ander teorieë waar die teenoorgestelde kan gebeur. En so as ons nie net kan meet nie w, maar ook 'n hoeveelheid wat ons noem wa & mdash hoe vinnig wveranderinge in tyd & mdash dan kan ons sê, & ldquo Leef ons in hierdie soort heelal, of hierdie soort? & rdquo
Waaroor vertel die gegewens ons tot dusver wa?
Hulle & rsquore ooreenstem met geen evolusie & mdash wa gelyk aan zero & mdash, maar die foute is so groot dat daar geen betekenisvolle inligting is nie. Dus, een ding wat ons met DES wil doen, is om genoeg metings te maak om regtig te begin beperk wa.
As u die huidige toegelate waardes van w0 en wa in 'n vliegtuig kry jy 'n gebied wat ongeveer begrens word deur 'n ellips. Ons verwagting is dat ons die area van daardie ellips in die w0-teenoor-wa vlak met 'n faktor van drie tot vyf in vergelyking met waar dit & rsquos die afgelope paar jaar was. Op die oomblik stem die data steeds ooreen met 'n kosmologiese konstante. Maar die hoop is dat, as ons die ellips begin krimp, dit kan krimp rondom iets wat strydig is met die kosmologiese konstante. Ons kan & rsquot sê of dit & rsquoll gebeur het, maar as dit gebeur het, is dit & rsquod baie opwindend.
Waarom sou u iets soos 'n skalaarveld bo die kosmologiese konstante verkies?
Omdat dit sou blyk dat daar nuwe fisika is in 'n gebied waar ons dit nie regtig verwag het nie. En ook as w anders is as minus een, sou ons die hoop hê om iets te leer oor die fisika van donker energie. Terwyl dit net die kosmologiese konstante is, sal dit interessant wees, maar dit sal moeiliker wees om 'n idee te kry van waarheen u verder moet gaan.
Die eerste paar referate van DES het die afgelope paar maande verskyn. Watter resultate het u gerapporteer?
Hierdie resultate is afkomstig van 'n tydperk wat ons noem & ldquoscience verification, & rdquo waar ons 'n mini-weergawe van ons opname gedoen het kort nadat ons die kamera op die teleskoop geïnstalleer het om die kwaliteit van die data wat dit vervaardig het, te toets. In een studie het ons byvoorbeeld die massa van vier sterrestelselsgroepe gemeet aan die hand van hul swaartekrag-lens-effek. In 'n ander studie het ons die kleure van sterrestelsels gebruik om hul rooi verskuiwings te skat, wat ons die afstand daarvan effektief vertel. Byna al ons resultate oor donker energie gaan deurslaggewend staatmaak op hierdie kleur rooiverskuiwingstegniek. Ons wou onsself oortuig dat ons hierdie rooiverskuiwings presies genoeg kon meet om die donker energie-metings te doen, en ons kon dit demonstreer.
Hoe is dit om die DES-teleskoop in Chili te gebruik?
Die sterrewag is op 'n berg, Cerro Tololo, op 'n hoogte van ongeveer 7000 voet. Dit is baie droog, en daar is nie baie plantegroei nie, maar ek vind dit mooi. Die stelsel is nie heeltemal outomaties nie, maar selfs 'n teoretikus soos ek kan die kamera bestuur. Ons het hierdie rekenaarprogram wat sê, & ldquoOK, gegewe wat ons tot dusver waargeneem het, gegewe waar die maan is, gegewe hoe die weer & rsquos nou lyk, rig die teleskoop die volgende paar minute hierheen. & Rdquo En so gaan u & rsquore meestal net na sit in die konsole en kyk of alles werk en kyk hoe hierdie pragtige beelde van die heelal op die skerm verskyn. Dit & rsquos pret.
Wetenskaplikes stap verder in die rigting van die begrip van donker energie
Die uitgebreide Baryon Oscillation Spectroscopic Survey (eBOSS) -samewerking het sy nuutste wetenskaplike resultate bekend gemaak. Hierdie resultate sluit in twee studies oor donker energie gelei deur onderskeidelik prof. Zhao Gongbo en prof. Wang Yuting van die National Astronomical Observatories van die Chinese Akademie vir Wetenskap (NAOC).
Die studie onder leiding van prof. Zhao is onlangs in Maandelikse kennisgewings van die Royal Astronomical Society.
Op grond van eBOSS-waarnemings het prof. Zhao se span die geskiedenis van kosmiese uitbreiding en struktuurgroei in 'n groot volume van die vorige heelal gemeet, wat ooreenstem met 'n afstandsbereik tussen 0,7 en 1,8 miljard ligjare van ons af. Hierdie bundel is nog nooit tevore ondersoek nie.
Hierdie studie het gebruik gemaak van 'n metode genaamd 'multi-tracer-analise', wat die waarnemingstelselmatigheid wat deur prof. Zhao en prof. Wang voorgestel en geïmplementeer is, versag.
"Hierdie werk het die bestaan van donker energie bespeur teen 'n betekenis van 11 sigma, wat die sterkste bewyse ooit van donker energie uit sterrestelselopnames is," het prof. Zhao gesê. "Die eBOSS-waarnemings stem ooreen met die dinamiese donker energie wat ons span met behulp van die BOSS-opname vier jaar gelede ondersoek het."
Een van die grootste uitdagings van die kosmologiese implikasies van sterrestelselopnames is data-analise, veral die ontwikkeling van nuwe metodes om statistiese akkuraatheid te verbeter en sistematie te versag. eBOSS, as die eerste sterrestelselopname wat verskeie soorte sterrestelsels in 'n groot kosmiese volume waarneem, maak dit moontlik om multi-tracer-analise te gebruik.
"Kruiskorrelasie van verskeie soorte sterrestelsels is 'n doeltreffende manier om statistiese onsekerhede te verminder, terwyl die waarnemingstelselmatigheid terselfdertyd versag word, wat die sleutel is tot die verkryging van robuuste kosmologiese resultate," het prof. Wang gesê.
Donker energie oorheers die huidige heelal, daarom is dit baie belangrik om die aard daarvan te openbaar. Die eBOSS-samewerking, wat bestaan uit meer as 30 top-navorsingsinstitute oor sterrekunde regoor die wêreld, waaronder NAOC, is gevorm om die probleem van donker energie aan te pak. EBOSS is sedert 2014 werksaam en het 1 miljoen spektra in die rooiverskuiwingsreeks van 0,6 geneem.
Alhoewel eBOSS sy missie voltooi het, is dit 'n beginpunt vir die volgende hoofstuk. Die ervaring met eBOSS is waardevol vir kosmologie wat groter sterrestelselopnames insluit, waaronder die Chinese ruimtestasieteleskoop (CSST), Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI) en Prime Focus Spectrograph (PFS).
Donker energie en druk
Donker energie het negatiewe druk. En ek dink nie dat donker energie druk uitoefen in die klassieke sin van die term nie. Dit is 'n vorm van materie wat homself byvoorbeeld deur 'n kosmologiese konstante nie-nul kan laat weet. Dit beteken dat Einstein se veldvergelykings, selfs in 'n vakuum, optree asof daar 'n nie-verdwynende spanning-energie-momentum is tensor wat nie-nul drukterme het. Of dit kan homself laat weet deur negatiewe waardes te hê van die effektiewe gravitasiemassadigtheid, d.w.s.
Die nie-verdwyning van drukvoorwaardes beteken nie dat daar iets aan gedryf word nie. Byvoorbeeld: die druk in die middel van die kamer waarin ek is, is 1 atm. Maar daar is niks in die middel van die kamer om aan te beweeg nie.
pmb phy:
daar is niks in die middel van die kamer om die lug aan te druk nie.
Kurious:
Lugmolekules kan voorwerpe beweeg deur in een rigting te vloei.
Dit lyk asof donker energie sterrestelsels beweeg deur ewe veel druk in alle rigtings uit te oefen.
Kan 'n ekstra dimensie van ruimte donker energie meer soos lug laat optree, dan kan daar gesê word dat dit in 'n bepaalde rigting vloei - en ook die sterrestelsels?
Of sou 'n ekstra dimensie die vergelykings wat die teenwoordigheid van donker energie in die heelal te veel beskryf, ontstel?
pmb phy:
daar is niks in die middel van die kamer om die lug aan te druk nie.
Kurious:
Lugmolekules kan voorwerpe beweeg deur in een rigting te vloei.
Dit lyk asof donker energie sterrestelsels beweeg deur ewe veel druk in alle rigtings uit te oefen.
Die eksperimente van die toekoms
Elk van hierdie eksperimente beplan om binnekort hul eerste resultate bekend te maak. Hulle is egter nie doelgerigte donker energie-ontdekkingsreisigers nie. Om die betroubaarste resultate te behaal, het sterrekundiges teruggekeer na die tekenbord en meer kragtige - en baie, baie duurder - eksperimente met groter kameras geskep wat groter dele van die lug kan karteer.
Een daarvan is Euclid, 'n nuwe satelliet wat deur die Europese Ruimteagentskap gebou word. As gevolg van die bekendstelling in 2020, sal dit ons siening van die lug oor net vyf jaar fundamenteel verander deur hoë-resolusie-foto's te neem, net soos die Hubble-ruimteteleskoop vir 'n klein bietjie lug gedoen het. Euclid sal beide die benaderings vir swak lens- en sterrestelselgroepering gebruik om die helfte van die lug in kaart te bring.
In Chili is die Groot Synoptic Survey Telescope (LSST) van agt meter in aanbou. Dit is ook daarop gemik om die helfte van die lug, maar van die grond af te karteer. In vergelyking met Euclid, wat 'n enkele baie hoë-resolusie-beeld van die lug sal maak, sal LSST foto's met 'n laer resolusie maak (vaag deur die atmosfeer). Die unieke aspek daarvan is egter dat dit 'n film van die hemel sal skep deur honderde foto's gedurende 'n dekade te neem, wat dit 'n kragtige instrument maak om supernovas op te spoor.
Intussen sal die Square Kilometer Array (SKA) die lug in radiogolflengtes waarneem deur middel van 'n netwerk radioskottels, wat honderde kilometers uitmekaar versprei kan word. Die SKA sal radioskottels van die Sahara tot in Suid-Afrika en dwarsoor Australië saamwerk en 'n enkele kontinentgrootte teleskoop skep.
In 2010 het 'n Amerikaanse strategie vir sterrekunde vir tien jaar voorgestel om 'n eksperiment met 'n donker energie en 'n eksoplanet-teleskoop in een te kombineer. Die konsep wat gebore is, heet WFIRST - 'n ruimteteleskoop wat na naby-infrarooi golwe soek. In 2012 the US National Reconnaissance Office offered to donate two unused “spy satellites”, the same size as the Hubble Space Telescope but with a wider field of view. One of these satellites now forms the core of the experiment, expected to launch in the mid-2020s.
While each of these telescopes will work in isolation, cosmologists are realising they’ll achieve more by combining the information from all of them. Because they are very different, problematic effects such as those caused by instrument defects, can be removed by comparing the results. In fact, we are creating single super telescope for humanity.
Can the Dark Energy be Pauli pressure? - Sterrekunde
If the units of dark matter and dark energy are different (which I guess they are) then how can the numerical quantities of each be compared with each other? I know that dark energy is sometimes referred to as a "force," but energy does not have the dimensions of a force or a mass. How is it possible to compare "things" percentage-wise if they don't have the same physical units?
There are a couple of ways that these can be compared. Einstein showed that matter can be converted to energy, the conversion factor being the speed of light squared. If you do this conversion for dark energy and dark matter then you find that approximately 70% of all the matter/energy in the Universe is in dark energy, about 25% is in dark energy, and the rest is in normal matter and radiation.
Another way to perform the comparison is to look at how they impact the acceleration of the expansion of the Universe. Energy is equivalent to matter in the sense that it gravitates, and acts to slow the expansion. Dark matter therefore acts purely to decelerate the expansion of the Universe. The energy density associated with dark energy also acts to decelerate the expansion, but the main effect of dark energy is that it has a negative pressure that accelerates the expansion. This means that for a given amount of either dark energy or dark matter the impact of the dark energy is a factor of 2 greater on the acceleration of the expansion of the Universe. So given their relative abundances at the present day, the impact of dark energy is about 5.5 times stronger on the acceleration of the expansion.
This page was last updated on November 1, 2015.
Oor die skrywer
Mike Jones
Mike is a fourth year astronomy graduate student at Cornell, where he works with Professors Martha Haynes and Riccardo Giovanelli on the ALFALFA survey, a blind survey of gas-rich galaxies in the local Universe carried out with the 305m Arecibo telescope in Puerto Rico.
The Camera
The Dark Energy Survey (DES) needs to observe hundreds of millions of galaxies to achieve its science goals. The state-of-the-art Dark Energy Camera (DECam) was designed and built from 2004 to 2010. Scientists at the Fermi National Accelerator Laboratory led the project, which was primarily funded by the U.S. Department of Energy, along with significant contribution from US universities, the United Kingdom, Spain, Brazil, Germany, and Switzerland. Just as DES is an international collaboration, DECam is an international camera with components built in five different countries.
The science requirements of DES drive the construction of the Dark Energy Camera (DECam). DES will look deeply into the universe, observing galaxies at great distances to record their motion and conditions in the distant past. To do this, DES needs a camera which will view relatively large areas of the sky at once while being sensitive to the redshifted light from these distant objects.
Everything about DECam is large-scale, including its field-of-view about 14 copies of the moon would fit on the focal plane! The first and biggest of DECam’s lenses is nearly a meter (3.3 feet) across and weighs 176 kilograms (388 pounds), making it the largest optical corrector component currently used astronomy. The Dark Energy Survey records images using five filters, spanning 400 nm to 1080 nm. Each filter images the sky in a different color of light. With a 62 cm (24 inch) diameter, these too are the largest in use in the astronomical community. The images themselves are taken on a focal plane that is populated with 62 specially designed, state of the art CCDs, whereas ordinary digital cameras contain up to a few CCD. DECam can be read out in 20 seconds, faster than most CCD cameras currently in use in astronomy.
The Dark Energy Camera design.
The prime focus cage and support “spider” provide the frame that connects the camera to the upper part of the telescope. Focus and alignment is provided by a 6-arm “hexapod” (white) that connects the cage to the “barrel” (dark blue), which houses the corrector optics. The optical corrector is oriented as if the primary mirror was to the left of the camera. The filter changer and shutter are housed in the barrel just to the left of the hexapod. Some filters (green) protrude out of the barrel. The CCD imager Dewar in the upper right (also green) is mostly obscured by the readout electronics crates (scarlet).
DECam construction started in 2008 and was finished in 2011. It was first assembled and tested at Fermilab on a full-scale reproduction of the telescope top-rings that we called the “Telescope Simulator”. The camera and its infrastructure support hardware were delivered to CTIO in a series of shipments from 2010 to late 2011.
The Dark Energy Camera mounted on the Blanco 4m telescope at CTIO. The telescope’s mirror is just out of the photo, low and to the left.
The Blanco telescope has a 4-meter (13 feet) diameter mirror, which weighs 34,000 lbs. This is relevant because the sturdy telescope structure can support the mass of DECam and the wide field design of the mirror provides one of the few existing platforms for efficient wide field surveys. The Cerro Tololo Inter-American Observatory (CTIO) led the camera installation with intense and active participation by the DECam design and construction team. Installation started in January 2011 and was completed in September 2012. Fig. 2 shows a photo of the Dark Energy Camera mounted on the Blanco telescope.
A 3-color composite image of the Fornax galaxy cluster from “First Light” night September 12, 2012. Each of the rectangles is one of the CCDs. The large galaxy towards the lower left of the image is NGC 1635
The “Official First Light” ceremony was held on September 12, 2012. Within 45 minutes of its first exposure, DECam was already delivering promising, quality images. Fig. 3 is a 3-color composite image from the first light night. DECam was commissioned during September and October 2012. A survey and instrument testing period called “Science Verification” was carried out by the DES Collaboration and other “community astronomers” from November 2012 to February 2013. This period was used to commission the camera, re-commission the telescope, and verify that the camera and telescope could produce the high-quality exposures required for the survey.
DES exposures are transmitted via the internet to National Center for Supercomputing Applications at the University of Illinois at Urbana-Champaign for processing with DES science software.
Components of DECam
The science requirements of the Dark Energy Survey drive the construction of DECam. The 570 Megapixel camera will hold 74 CCDs constructed specifically to be sensitive to the redshifted light from distant galaxies and stars. DECam will have the widest field of view in the NOAO ground-based optical/infrared system of imagers. Its 2.2 degree field of view is so large that a single image will record data from an area of the sky 20 times the size of the moon as seen from earth. This wide field of view requires that DECam use a system of five lenses, each one uniquely shaped to correct a variety of optical aberrations, with the biggest of these lenses being almost 1 meter in diameter.
DECam has five major sub-systems, each of which are described below:
- a 570-megapixel CCD camera,
- a low-noise electronic readout system,
- a wide-field optical corrector,
- a combination shutter-filter system, and
- a hexapod adjustor to provide stability.
The Imager
Cameras used for optical astronomy are usually composed of an array of digital chips called charge-coupled devices (CCDs). CCDs convert light into electrons. Each chip is divided into millions of pixels. The electrons generated by the light that hits each pixel are converted to a digital value that a computer can store or display.
In concept, these are the same devices that make up the heart of any home digital camera. However, unlike home cameras that are used to record images of things that are very bright, astronomical CCDs must be souped up in order to detect the tiny amount of light that reaches us from faint and/or distant objects. Much of the light from extremely distant galaxies and supernovae has been redshifted into long-wavelength red and infrared light, which conventional CCDs do not detect very well.
DES will use CCDs that engineers at Lawrence Berkeley National Laboratory (LBNL) specifically designed to observe red light from distant galaxies. For example, the chance of detecting long-wavelength light is increased when it travels through more silicon, so DES CCDs are about 10 times thicker than conventional CCDs.
The DECam focal plane will consist of a science array of sixty-two 2048 X 4096 CCDs. Additionally there are four 2048 X 2048 guider CCDs and eight 2048 X 2048 focus and alignment CCDs. The quantum efficiency of these LBNL-designed CCDs with their anti-reflective coating is red optimized to be > 90% at 900nm and over 60% over the range of 400-1000nm. The DES CCDs were fabricated by Dalsa with further processing done by LBNL. They were then packaged and tested by Fermilab.
DECam will operate at -100 o C in order to minimize noise and dark current with the cooling provided by liquid nitrogen. To prevent condensation on the surface of the CCDs, DECam will operate at that the extremely low vacuum pressure of 10 -6 Torr.
The Wide Field Optical Corrector
The optical corrector system is a Wynne-style five lens, two asphere design. It provides a 2.2 degree field of view image at 0.27″/pixel while contributing less than 0.3″ FWHM to the image quality. The lenses were cast by Corning in New York and were polished by SESO in France. The biggest of these lenses will be 98 cm in diameter and will weigh 380 pounds.
The Combination Shutter-Filter System
The cartridge-style filter changer holds up to eight filters, which, at 62cm in diameter, are the largest produced. DES will use five filters, which astronomers have designated g, r, i, z, and Y. Each will let through a relatively broad spectrum of colors, such as red light, green light, or blue light. By comparing the relative amount of light detected through each filter for each object in an image, astronomers can make a very good estimate of the redshift of each object. (For more information on the meaning of a galaxy’s redshift and how DES will estimate it for each galaxy, click here.) These filters were manufactured by Asahi Spectra, headquartered in Tokyo Japan. The shutter, manufactured at Bonn University in Germany, is the largest shutter of its kind. The filter changer was manufactured at the University of Michigan.
Hexapod Adjustors
The hexapods provide a real-time focus and alignment system to maintain high image quality. They were manufactured by ADS International in Leco, Italy.
The Low Noise Readout System
The electronics will allow an entire digital image to be read out and recorded in 17 seconds, a very short period for an image of this size. This will allow the camera to be read out in the time it takes the telescope to move to its next viewing position. The noise of the readout system will be so low that while an image may produce a full-well specification of 130,000 electrons there will be less than 25 electrons of noise in each pixel. The electronics will record the data in the form of a mulit-extension fits (MEF) file and will also provide real-time instrument health and quality checks.
