Astronet > Chto pomeril WMAP

po tekstam po klyuchevym slovam v glossarii po saitam perevod po katalogu

Chto izmeril WMAP.

V seredine fevralya 2003-go goda byli opublikovany obrabotannye rezul'taty, poluchennye v rezul'tate raboty sputnika WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe). Eti raboty byli prokommentirovany (na russkom yazyke tut i tut), teper' zhe popytaemsya razobrat'sya v tom, kakie kosmologicheskie parametry mozhno opredelit', ispol'zuya dannye WMAP'a, i chto oni oznachayut. Na samom dele, pri opredelenii kosmologicheskih parametrov ispol'zuyut ne tol'ko dannye WMAP'a, no takzhe dannye drugih eksperimentov -- kak po reliktovomu izlucheniyu (vernee, po ego anizotropii), tak i inyh -- po sverhnovym, krupnomasshtabnoi strukture, ...

Na samom dele kosmologicheskie parametry privodyatsya dlya konkretnoi vzyatoi kosmologicheskoi modeli. Prosteishei model'yu, rassmotrennoi pri analize dannyh WMAP'a, byla ploskaya Vselennaya, zapolnennaya izlucheniem, barionami, holodnoi temnoi materiei i v kotoroi prisutstvuet kosmologicheskaya postoyannaya. Takaya model' prekrasno opisyvaetsya shest'yu kosmologicheskimi parametrami: postoyannoi Habbla h (v velichinah 100 km/s/Mpk, to est', esli H= 70 km/s/Mpk, to h=0.7), plotnost'yu materii $\Omega_m h^2$ i barionov $\Omega_b h^2$ , opticheskoi tolshei do sfery poslednego rasseyaniya $\tau$ , skalyarnym spektral'nym indeksom $n_S$ i normirovochnym mnozhitelem dlya perehoda ot velichin, v kotoryh rabotaet programma CMBFAST, s pomosh'yu kotoroi stroilis' rasschetnye krivye k nablyudaemym. Metod opredeleniya kosmologicheskih parametrov takov: imeya nablyudaemuyu kartinu, stroim s pomosh'yu CMBFAST razlichnye krivye i smotrim, pri kakih znacheniyah parametrov nablyudaetsya nailuchshee soglasie teorii i eksperimenta. Dlya opisannoi vyshe modeli eti parametry takovy:

Parametr Oboznachenie
Velichina

plotnost' barionov
$\Omega_b h^2$
$0.024 \pm 0.001$

plotnost' materii
$\Omega_m h^2$
$0.14 \pm 0.02$

postoyannaya Habbla
h
$0.72 \pm 0.05$

opticheskaya tolsha
$\tau$
$0.166^{+0.076}_{-0.071}$

spektral'nyi indeks
$n_S$
$0.99 \pm 0.04$

normirov. mnozhitel'
A
$0.9 \pm 0.1$

Nizhe priveden rasshirennyi nabor kosmologicheskih parametrov, kotoryi poluchaetsya iz predydushego posle nekotoryh vychislenii.

Parametr
Velichina

amplituda fluktuacii plotnosti
$\sigma_8 = 0.9 \pm 0.1$

amplituda fluktuacii skorostei $\sigma_8 \Omega_m^{0.6} = 0.44 \pm 0.10$

plotnost' barionov / krit. plotnost'
$\Omega_b = 0.047 \pm 0.006$

plotnost' materii / krit. plotnost' $\Omega_m = 0.29 \pm 0.07$

vozrast Vselennoi
$t_0 = 13.4 \pm 0.3$ mlrd. let

krasnoi smeshenie na moment rekombinacii $z_{dec} = 1088^{+1}_{-2}$

vozrast Vselennoi na moment rekombinacii $t_{dec} = 372 \pm 14$ tys. let

otnoshenie chisla fotonov k chislu barionov
$\eta = (6.5^{+0.4}_{-0.3}) \times 10^{-10}$

Nizhe priveden grafik s dannymi WMAP'a i rasschitannym spektrom anizotropii RI, nailuchshim obrazom soglasuyushimsya s nablyudeniyami.

Prokommentiruem nekotorye iz etih parametrov.

Postoyannaya Habbla

Pozhalui, samyi izvestnyi kosmologicheskii parametr, opredelyayushii skorost' rasshireniya Vselennoi v nashi dni. Velichina, poluchennaya WMAP'om ( $0.72 \pm 0.05$ ), nahoditsya v horoshem soglasii s dannymi drugih eksperimentov po opredeleniyu postoyannoi Habbla (v osnovnom, Hubble Key Project).

Amplitudy fluktuacii

Velichiny $\sigma_8$ , $\sigma_8 \Omega_m^{0.6}$ ( $\sigma_8 \Omega_m^{0.5}$ ) opisyvayut sootvetstvenno amplitudy fluktuacii plotnosti i skorostei galaktik (ih skoplenii) v radiuse 8 Mpk ot nas. Izmereniya effektov slabogo linzirovaniya i pekulyarnyh skorostei okazyvayutsya chustvitel'ny k velichine $\sigma_8 \Omega_m^{0.6}$ , a "obil'nost'" skoplenii galaktik na malyh z -- k ochen' blizkoi velchine $\sigma_8 \Omega_m^{0.5}$ .
Sama velchina $\sigma$ opredelyaetsya sleduyushim obrazom:
$\sigma (R) \frac{\delta M}{M} (R) = \int\limits_{\Omega} \frac{\delta \rho}{\rho} (\vec r) d^3 r$ ,
gde $\delta M$ - fluktuacii massy, a $\delta \rho$ - fluktuacii plotnosti. Dalee, opredelyaya velichinu
$\vec {\cal P} = \frac{3 a}{4 \pi} \int \frac{\delta \rho}{\rho} (r,\theta,\varphi) d^3r \frac{\vec r}{r^3}$ ,
mozhno opredelit' fluktuaciyu skorostei
$\vec V = \vec {\cal P} \cdot H \cdot \frac{1}{3} f(\Omega_m)$ .
Kstati govorya, s ee pomosh'yu mozhno opredelit' $\Omega_m$ iz dannyh po krupnomasshtabnoi strukture Vselennoi -- dannye pokazyvayut, chto mozhno schitat', chto $f(\Omega_m) \approx \Omega_m^{\alpha}$ , gde $\alpha = 0.56$ (pri etom predpolagaetsya, chto $\Omega_m \geqslant 0.1$ ). No pri etom vazhno ponimat', chto eto tol'ko podgonka pod takuyu stepennuyu zavisimost', a ne kakoe-to fundamental'noe svoistvo prirody.

Obilie barionov

Velichina, ochen' zhestko opredelyaemaya iz pervichnogo nukleosinteza. Krome togo, ochen' sil'no vliyaet na vysotu pervogo pika v uglovom spektre anizotropii reliktovogo izlucheniya. Tak chto eta velichina, opredelyaemaya dovol'no tochno. Ee zhe mozhno poluchit' iz analiza $L_{\alpha}$ -lesa, a takzhe iz nablyudenii dalekih kvazarov i galaktik (po ih spektram).

Vozrast Vselennoi

Interesnaya vesh' -- vozrast Vselennoi vse umen'shaetsya i umen'shaetsya, kak eto ne paradoksal'no ! Deistvitel'no, srazu posle otkrytiya uskorennogo rasshireniya Vselennoi iz analiza dannyh po sverhnovym tipa Ia tol'ko po nim ocenki vozrasta byli $14.9 \pm 0.9$ mlrd. let; posle nedavnego eksperimenta ARCHEOPS po dannym kak ARCHEOPS'a, tak i drugih eksperimentov po RI, sverhnovym, krupnomasshtabnoi strukture, linzirovaniyu, ... on sostavlyal uzhe ~13.7 mlrd. let; seichas zhe, po dannym WMAP'a on sostavlyaet $13.4 \pm 0.3$ mlrd. let. Pri etom interesny drugie ocenki vozrasta Vselennoi, sdelannye po vozrastam razlichnyh ob'ektov (oni dayut minimal'no vozmozhnyi vozrast Vselennoi, ved' ne mogut zhe zvezdy byt' starshe Vselennoi !). Tak vot, po vozrastam belyh karlikov vozrast Vselennoi ne dolzhen byt' men'she $12.7 \pm 0.7$ mlrd. let, po vozrastam sharovyh zvezdnyh skoplenii (ShZS) -- ne menee 11 - 16 mlrd. let, po raspadu radioaktivnyh veshestv -- ne menee 9.5 - 20 mlrd. let. No dva poslednih metoda zhutko netochnye, tak chto na to, chto po ih dannym Vselennaya dolzhna byt' starshe, mozhno ne obrashat' vnimaniya.

Spektral'nyi indeks

Velichina, harakterizuyushaya spektr vozmushenii. Inflyacionnaya teoriya predskazyvaet ploskii spektr $n_S = 1$ -- tak nazyvaemyi spektr Harrisona-Zel'dovicha (na samom dele ne tochno 1, no mozhno tak schitat'). Tak chto otlichie ee ot 1 esli ne stavit pod udar inflyacionnuyu teoriyu, to po krainei mere trebuet ob'yasnit' sei fenomen. Chut' nizhe my eshe vernemsya k etomu. Esli zhe my primem vo vnimanie ne tol'ko dannye WMAP'a, no i drugie kosmologicheskie testy, to poluchim sleduyushuyu kartinu:

tol'ko WMAP
WMAP+CBI+ACBAR
to zhe +2dFGRS
to zhe + $L_{\alpha}$ -les

$n_S$ $0.99 \pm 0.04$
$0.97 \pm 0.03$
$0.97 \pm 0.03$ $0.96 \pm 0.02$

$\tau$ ${0.166}^{+0.076}_{-0.071}$
${0.143}^{+0.071}_{-0.062}$
${0.148}^{+0.073}_{-0.071}$ ${0.117}^{+0.057}_{-0.053}$

h
$0.72 +/- 0.05$
$0.73 +/- 0.03$
$0.73 +/- 0.03$ $0.72 +/- 0.03$

$\Omega_m h^2$ $0.14 +/- 0.02$
$0.13 +/- 0.01$
$0.134 +/- 0.006$
$0.133 +/- 0.006$

$\Omega_b h^2$ $0.024 +/- 0.001$
$0.023 +/- 0.001$ $0.023 +/- 0.001$ $0.0226 +/- 0.0008$

Vidno, chto drugie eksperimenty "korrektiruyut" znacheniya kosmologicheskih parametrov, poluchaemyh iz dannyh WMAP'a. Pri etom iz poslednego stolbika vidno, chto pri dobavlenii dannyh po $L_{\alpha}$ -lesu u nas ser'ezno menyaetsya indeks spektra skalyarnyh vozmushenii. Eto bylo odnim iz otkrytii WMAP'a, poka ego ne "zakryli". Delo v tom, chto dannye po $L_{\alpha}$ -lesu kraine netochny, i kombinirovanie ih s dovol'no tochnymi dannymi eksperimentov po RI, v pervuyu ochered', samogo WMAP'a, ne privedet ni k chemu horoshemu. Imenno etim -- krainei netochnost'yu dannyh po $L_{\alpha}$ -lesu i vyzvano eto "otkrytie".
Vtorym otkrytiem WMAP'a (na etot raz uzhe nastoyashem) stalo to, chto opticheskaya tolsha do sfery poslednego rasseyaniya ne ravna 0! Eto oznachaet, chto v nashei Vselennoi byla vtorichnaya ionizaciya (pervichnaya -- eto ta, kotoraya byla do rekombinacii). V poslednee vremya poyavilos' nemalo rabot, posvyashennyh etoi teme, i podavlyayushee bol'shinstvo avtorov shodyatsya na tom, chto vtorichnaya ionizaciya obuslovlena zvezdami III pokoleniya. Eto pervye zvezdy vo Vselennoi, obrazovyvavshiesya na z ~ 20 (dlya primera -- galaktiki nachali obrazovyvat'sya na z ~ 6, imenno poetomu my i ne vidim bolee dalekih ob'ektov), kogda eshe nikakih galaktik ne bylo i v pomine. Tak chto dannye o tom, chto opticheskaya tolsha do sfery poslednego rasseyaniya ne ravna 0 mozhno schitat' svidetel'stvom sushestvovaniya zvezd III pokoleniya.

Vot takie rezul'taty prines nam WMAP -- bolee tochnye kosmologicheskie parametry, odno nesostoyavsheesya i odno vpolne sostoyavsheesya otkrytiya.

Publikacii s klyuchevymi slovami: Kosmologiya - kosmologicheskaya postoyannaya - WMAP Publikacii so slovami: Kosmologiya - kosmologicheskaya postoyannaya - WMAP
Sm. takzhe: Razlozhenie dalekogo sveta Formirovanie galaktik v magnitnoi Vselennoi "Effekty" Zel'dovicha, zapechatlennye na nashem nebe Sverhnovaya 1994D i neozhidannaya Vselennaya Kuda smeshaetsya krasnoe smeshenie? Ne bogi rasshirenie vselennoi nablyudayut Samaya dalekaya sverhnovaya tipa Ia Vse publikacii na tu zhe temu >>

Obsudit' etu publikaciyu

Versiya dlya pechati

Astrometriya - Astronomicheskie instrumenty - Astronomicheskoe obrazovanie - Astrofizika - Istoriya astronomii - Kosmonavtika, issledovanie kosmosa - Lyubitel'skaya astronomiya - Planety i Solnechnaya sistema - Solnce

Parametr	Oboznachenie	Velichina
plotnost' barionov	$\Omega_b h^2$	$0.024 \pm 0.001$
plotnost' materii	$\Omega_m h^2$	$0.14 \pm 0.02$
postoyannaya Habbla	h	$0.72 \pm 0.05$
opticheskaya tolsha	$\tau$	$0.166^{+0.076}_{-0.071}$
spektral'nyi indeks	$n_S$	$0.99 \pm 0.04$
normirov. mnozhitel'	A	$0.9 \pm 0.1$

Parametr	Velichina
amplituda fluktuacii plotnosti	$\sigma_8 = 0.9 \pm 0.1$
amplituda fluktuacii skorostei	$\sigma_8 \Omega_m^{0.6} = 0.44 \pm 0.10$
plotnost' barionov / krit. plotnost'	$\Omega_b = 0.047 \pm 0.006$
plotnost' materii / krit. plotnost'	$\Omega_m = 0.29 \pm 0.07$
vozrast Vselennoi	$t_0 = 13.4 \pm 0.3$ mlrd. let
krasnoi smeshenie na moment rekombinacii	$z_{dec} = 1088^{+1}_{-2}$
vozrast Vselennoi na moment rekombinacii	$t_{dec} = 372 \pm 14$ tys. let
otnoshenie chisla fotonov k chislu barionov	$\eta = (6.5^{+0.4}_{-0.3}) \times 10^{-10}$

	tol'ko WMAP	WMAP+CBI+ACBAR	to zhe +2dFGRS	to zhe + $L_{\alpha}$ -les
$n_S$	$0.99 \pm 0.04$	$0.97 \pm 0.03$	$0.97 \pm 0.03$	$0.96 \pm 0.02$
$\tau$	${0.166}^{+0.076}_{-0.071}$	${0.143}^{+0.071}_{-0.062}$	${0.148}^{+0.073}_{-0.071}$	${0.117}^{+0.057}_{-0.053}$
h	$0.72 +/- 0.05$	$0.73 +/- 0.03$	$0.73 +/- 0.03$	$0.72 +/- 0.03$
$\Omega_m h^2$	$0.14 +/- 0.02$	$0.13 +/- 0.01$	$0.134 +/- 0.006$	$0.133 +/- 0.006$
$\Omega_b h^2$	$0.024 +/- 0.001$	$0.023 +/- 0.001$	$0.023 +/- 0.001$	$0.0226 +/- 0.0008$