![Chto pomeril WMAP](https://images.astronet.ru/pubd/2003/04/04/0001188820/wmap.small.gif)
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 i barionov
, opticheskoi tolshei do sfery poslednego rasseyaniya
, skalyarnym spektral'nym indeksom
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 |
![]() |
![]() |
plotnost' materii |
![]() |
![]() |
postoyannaya Habbla |
h |
![]() |
opticheskaya tolsha |
![]() |
![]() |
spektral'nyi indeks |
![]() |
![]() |
normirov. mnozhitel' |
A |
![]() |
Nizhe priveden rasshirennyi nabor kosmologicheskih parametrov, kotoryi poluchaetsya iz predydushego posle nekotoryh vychislenii.
Parametr |
Velichina |
amplituda fluktuacii plotnosti |
![]() |
amplituda fluktuacii skorostei | ![]() |
plotnost' barionov /
krit. plotnost' |
![]() |
plotnost' materii / krit. plotnost' | ![]() |
vozrast Vselennoi |
![]() |
krasnoi smeshenie na moment rekombinacii | ![]() |
vozrast Vselennoi na moment rekombinacii | ![]() |
otnoshenie chisla fotonov k chislu barionov |
![]() |
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 (![$0.72 \pm 0.05$](https://images.astronet.ru/pubd/2003/04/04/0001188820/tex/formula6.gif)
Amplitudy fluktuacii
Velichiny ![$\sigma_8$](https://images.astronet.ru/pubd/2003/04/04/0001188820/tex/formula18.gif)
![$\sigma_8 \Omega_m^{0.6}$](https://images.astronet.ru/pubd/2003/04/04/0001188820/tex/formula19.gif)
![$\sigma_8 \Omega_m^{0.5}$](https://images.astronet.ru/pubd/2003/04/04/0001188820/tex/formula20.gif)
![$\sigma_8 \Omega_m^{0.6}$](https://images.astronet.ru/pubd/2003/04/04/0001188820/tex/formula19.gif)
![$\sigma_8 \Omega_m^{0.5}$](https://images.astronet.ru/pubd/2003/04/04/0001188820/tex/formula20.gif)
Sama velchina
![$\sigma$](https://images.astronet.ru/pubd/2003/04/04/0001188820/tex/formula21.gif)
![$\sigma (R) \frac{\delta M}{M} (R) = \int\limits_{\Omega} \frac{\delta \rho}{\rho} (\vec r)
d^3 r$](https://images.astronet.ru/pubd/2003/04/04/0001188820/tex/formula22.gif)
gde
![$\delta M$](https://images.astronet.ru/pubd/2003/04/04/0001188820/tex/formula23.gif)
![$\delta \rho$](https://images.astronet.ru/pubd/2003/04/04/0001188820/tex/formula24.gif)
![$\vec {\cal P} = \frac{3 a}{4 \pi} \int \frac{\delta \rho}{\rho} (r,\theta,\varphi) d^3r \frac{\vec r}{r^3}$](https://images.astronet.ru/pubd/2003/04/04/0001188820/tex/formula25.gif)
mozhno opredelit' fluktuaciyu skorostei
![$\vec V = \vec {\cal P} \cdot H \cdot \frac{1}{3} f(\Omega_m)$](https://images.astronet.ru/pubd/2003/04/04/0001188820/tex/formula26.gif)
Kstati govorya, s ee pomosh'yu mozhno opredelit'
![$\Omega_m$](https://images.astronet.ru/pubd/2003/04/04/0001188820/tex/formula27.gif)
![$f(\Omega_m) \approx \Omega_m^{\alpha}$](https://images.astronet.ru/pubd/2003/04/04/0001188820/tex/formula28.gif)
![$\alpha = 0.56$](https://images.astronet.ru/pubd/2003/04/04/0001188820/tex/formula29.gif)
![$\Omega_m \geqslant 0.1$](https://images.astronet.ru/pubd/2003/04/04/0001188820/tex/formula30.gif)
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
![$L_{\alpha}$](https://images.astronet.ru/pubd/2003/04/04/0001188820/tex/formula31.gif)
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 ![$14.9 \pm 0.9$](https://images.astronet.ru/pubd/2003/04/04/0001188820/tex/formula32.gif)
![$13.4 \pm 0.3$](https://images.astronet.ru/pubd/2003/04/04/0001188820/tex/formula33.gif)
![$12.7 \pm 0.7$](https://images.astronet.ru/pubd/2003/04/04/0001188820/tex/formula34.gif)
Spektral'nyi indeks
Velichina, harakterizuyushaya spektr vozmushenii. Inflyacionnaya teoriya
predskazyvaet ploskii spektr ![$n_S = 1$](https://images.astronet.ru/pubd/2003/04/04/0001188820/tex/formula35.gif)
tol'ko WMAP |
WMAP+CBI+ACBAR |
to zhe +2dFGRS |
to zhe +![]() |
|
![]() |
![]() |
![]() |
![]() |
![]() |
![]() |
![]() |
![]() |
![]() |
![]() |
h |
![]() |
![]() |
![]() |
![]() |
![]() |
![]() |
![]() |
![]() |
![]() |
![]() |
![]() |
![]() |
![]() |
![]() |
Vidno, chto drugie eksperimenty "korrektiruyut" znacheniya kosmologicheskih parametrov, poluchaemyh iz
dannyh WMAP'a. Pri etom iz poslednego stolbika vidno, chto pri dobavlenii dannyh po
-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
-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
-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:
Vse publikacii na tu zhe temu >> |