![Что померил WMAP](http://images.astronet.ru/pubd/2003/04/04/0001188820/wmap.small.gif)
Что измерил WMAP.
В середине февраля 2003-го года были опубликованы обработанные результаты, полученные в результате работы спутника WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe). Эти работы были прокомментированы (на русском языке тут и тут), теперь же попытаемся разобраться в том, какие космологические параметры можно определить, используя данные WMAP'а, и что они означают. На самом деле, при определении космологических параметров используют не только данные WMAP'а, но также данные других экспериментов -- как по реликтовому излучению (вернее, по его анизотропии), так и иных -- по сверхновым, крупномасштабной структуре, ...
На самом деле космологические параметры приводятся для конкретной взятой космологической модели.
Простейшей моделью, рассмотренной при анализе данных WMAP'а, была плоская Вселенная, заполненная
излучением, барионами,
холодной темной материей и в которой присутствует
космологическая постоянная. Такая модель
прекрасно описывается
шестью космологическими параметрами: постоянной Хаббла h (в величинах 100 км/с/Мпк, то есть,
если H= 70 км/с/Мпк, то h=0.7), плотностью материи и барионов
, оптической толщей до сферы последнего рассеяния
, скалярным спектральным индексом
и нормировочным множителем для
перехода от величин, в которых работает программа
CMBFAST, с помощью которой
строились рассчетные кривые к наблюдаемым. Метод определения космологических параметров таков:
имея наблюдаемую картину, строим с помощью CMBFAST различные кривые и смотрим, при каких значениях
параметров наблюдается наилучшее согласие теории и эксперимента. Для описанной выше модели эти
параметры таковы:
Параметр | Обозначение |
Величина |
плотность барионов |
![]() |
![]() |
плотность материи |
![]() |
![]() |
постоянная Хаббла |
h |
![]() |
оптическая толща |
![]() |
![]() |
спектральный индекс |
![]() |
![]() |
нормиров. множитель |
A |
![]() |
Ниже приведен расширенный набор космологических параметров, который получается из предыдущего после некоторых вычислений.
Параметр |
Величина |
амплитуда флуктуаций плотности |
![]() |
амплитуда флуктуаций скоростей | ![]() |
плотность барионов /
крит. плотность |
![]() |
плотность материи / крит. плотность | ![]() |
возраст Вселенной |
![]() |
красной смещение на момент рекомбинации | ![]() |
возраст Вселенной на момент рекомбинации | ![]() |
отношение числа фотонов к числу барионов |
![]() |
Ниже приведен график с данными WMAP'а и рассчитанным спектром анизотропии РИ, наилучшим образом согласующимся с наблюдениями.
Прокомментируем некоторые из этих параметров.
Постоянная Хаббла
Пожалуй, самый известный космологический параметр, определяющий
скорость расширения Вселенной в наши дни. Величина, полученная WMAP'ом (![$0.72 \pm 0.05$](http://images.astronet.ru/pubd/2003/04/04/0001188820/tex/formula6.gif)
Амплитуды флуктуаций
Величины ![$\sigma_8$](http://images.astronet.ru/pubd/2003/04/04/0001188820/tex/formula18.gif)
![$\sigma_8 \Omega_m^{0.6}$](http://images.astronet.ru/pubd/2003/04/04/0001188820/tex/formula19.gif)
![$\sigma_8 \Omega_m^{0.5}$](http://images.astronet.ru/pubd/2003/04/04/0001188820/tex/formula20.gif)
![$\sigma_8 \Omega_m^{0.6}$](http://images.astronet.ru/pubd/2003/04/04/0001188820/tex/formula19.gif)
![$\sigma_8 \Omega_m^{0.5}$](http://images.astronet.ru/pubd/2003/04/04/0001188820/tex/formula20.gif)
Сама велчина
![$\sigma$](http://images.astronet.ru/pubd/2003/04/04/0001188820/tex/formula21.gif)
![$\sigma (R) \frac{\delta M}{M} (R) = \int\limits_{\Omega} \frac{\delta \rho}{\rho} (\vec r)
d^3 r$](http://images.astronet.ru/pubd/2003/04/04/0001188820/tex/formula22.gif)
где
![$\delta M$](http://images.astronet.ru/pubd/2003/04/04/0001188820/tex/formula23.gif)
![$\delta \rho$](http://images.astronet.ru/pubd/2003/04/04/0001188820/tex/formula24.gif)
![$\vec {\cal P} = \frac{3 a}{4 \pi} \int \frac{\delta \rho}{\rho} (r,\theta,\varphi) d^3r \frac{\vec r}{r^3}$](http://images.astronet.ru/pubd/2003/04/04/0001188820/tex/formula25.gif)
можно определить флуктуацию скоростей
![$\vec V = \vec {\cal P} \cdot H \cdot \frac{1}{3} f(\Omega_m)$](http://images.astronet.ru/pubd/2003/04/04/0001188820/tex/formula26.gif)
Кстати говоря, с ее помощью можно определить
![$\Omega_m$](http://images.astronet.ru/pubd/2003/04/04/0001188820/tex/formula27.gif)
![$f(\Omega_m) \approx \Omega_m^{\alpha}$](http://images.astronet.ru/pubd/2003/04/04/0001188820/tex/formula28.gif)
![$\alpha = 0.56$](http://images.astronet.ru/pubd/2003/04/04/0001188820/tex/formula29.gif)
![$\Omega_m \geqslant 0.1$](http://images.astronet.ru/pubd/2003/04/04/0001188820/tex/formula30.gif)
Обилие барионов
Величина, очень жестко определяемая из первичного нуклеосинтеза.
Кроме того, очень сильно влияет на высоту первого пика в угловом спектре анизотропии реликтового
излучения. Так что эта величина, определяемая довольно точно. Ее же можно получить из анализа
![$L_{\alpha}$](http://images.astronet.ru/pubd/2003/04/04/0001188820/tex/formula31.gif)
Возраст Вселенной
Интересная вещь -- возраст Вселенной все уменьшается и уменьшается, как
это не парадоксально ! Действительно, сразу после открытия ускоренного расширения Вселенной из
анализа данных по сверхновым типа Ia только по ним оценки возраста были ![$14.9 \pm 0.9$](http://images.astronet.ru/pubd/2003/04/04/0001188820/tex/formula32.gif)
![$13.4 \pm 0.3$](http://images.astronet.ru/pubd/2003/04/04/0001188820/tex/formula33.gif)
![$12.7 \pm 0.7$](http://images.astronet.ru/pubd/2003/04/04/0001188820/tex/formula34.gif)
Спектральный индекс
Величина, характеризующая спектр возмущений. Инфляционная теория
предсказывает плоский спектр ![$n_S = 1$](http://images.astronet.ru/pubd/2003/04/04/0001188820/tex/formula35.gif)
только WMAP |
WMAP+CBI+ACBAR |
то же +2dFGRS |
то же +![]() |
|
![]() |
![]() |
![]() |
![]() |
![]() |
![]() |
![]() |
![]() |
![]() |
![]() |
h |
![]() |
![]() |
![]() |
![]() |
![]() |
![]() |
![]() |
![]() |
![]() |
![]() |
![]() |
![]() |
![]() |
![]() |
Видно, что другие эксперименты "корректируют" значения космологических параметров, получаемых из
данных WMAP'а. При этом из последнего столбика видно, что при добавлении данных по
-лесу у нас серьезно меняется индекс спектра скалярных возмущений. Это было
одним из открытий WMAP'а, пока его не "закрыли". Дело в том, что данные по
-лесу
крайне неточны, и комбинирование их с довольно точными данными экспериментов по РИ, в первую очередь,
самого WMAP'а, не приведет ни к чему хорошему. Именно этим -- крайней неточностью данных по
-лесу и вызвано это "открытие".
Вторым открытием WMAP'а (на этот раз уже настоящем) стало то, что оптическая толща до сферы
последнего рассеяния не равна 0! Это означает, что в нашей Вселенной была вторичная ионизация
(первичная -- это та, которая была до рекомбинации). В последнее время появилось немало работ,
посвященных этой теме, и подавляющее большинство авторов сходятся на том, что вторичная ионизация
обусловлена звездами III поколения. Это первые звезды во Вселенной, образовывавшиеся на z ~ 20
(для примера -- галактики начали образовываться на z ~ 6, именно поэтому мы и не видим более далеких
объектов), когда еще никаких галактик не было и в помине. Так что данные о том, что оптическая толща
до сферы последнего рассеяния не равна 0 можно считать свидетельством существования звезд III
поколения.
Вот такие результаты принес нам WMAP -- более точные космологические параметры, одно несостоявшееся и одно вполне состоявшееся открытия.
Публикации с ключевыми словами:
Космология - космологическая постоянная - WMAP
Публикации со словами: Космология - космологическая постоянная - WMAP | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> |