Topla temna snov in nelinearne kozmološke strukture
Uvod Topla temna snov Nelinearne kozmoloske strukture Zakljuˇcek Topla temna snov in nelinearne kozmološke strukture Katarina Markoviˇc Jochen Weller, Marco Baldi, Matteo Viel, Robert Smith, Sarah Bridle, Anže Slosar 16. januar 2012 Fakulteta za matematiko in fiziko Univerza v Ljubljani Katarina Markoviˇc Topla temna snov Univerzitetni Observatorij München Uvod Topla temna snov Nelinearne kozmoloske strukture Zakljuˇcek Temna snov v kozmologiji Dandanasnji kozmoloski model: ΛCDM 72% Temna energija oz. Λ (angl. Dark Energy - DE) 23% Hladna temna snov (angl. Cold Dark Matter - CDM) 4.6% Barionska snov zanemarljivo sevanje in drugi delci standardnega modela Katarina Markoviˇc Topla temna snov Univerzitetni Observatorij München Uvod Topla temna snov Nelinearne kozmoloske strukture Zakljuˇcek Temna snov v kozmologiji Temna energija oz. Λ I Pojasni dandanašnje pospešeno širjenje vesolja. I Dokazi: I I I Supernove: SN Ia Ukrivljenost vesolja (iz CMB) Pozni integrirani Sachs-Wolfov efekt (ISW) I Problemi: I I Katarina Markoviˇc Topla temna snov Kaj je temna energija? Zakaj ravno danes postaja prevladujoˇca? Univerzitetni Observatorij München Uvod Topla temna snov Nelinearne kozmoloske strukture Zakljuˇcek Temna snov v kozmologiji Hladna temna snov I Pojasni kroženje galaksij. I Dokazi: I Rotacijske krivulje galaksij I Gravitacijski efekt v spektru prasevanja I Gravitacijsko leˇcenje I Razporeditev kozmoloških struktur I ... I Problemi: I Kaksna snov? I Majhne skale se ne ujemanjo med simulacijami in podatki! Katarina Markoviˇc Topla temna snov Univerzitetni Observatorij München Uvod Topla temna snov Nelinearne kozmoloske strukture Zakljuˇcek Temna snov v kozmologiji Dandanasnji kozmoloski model: ΛCDM 72% Temna energija oz. Λ 23% Hladna temna snov 4.6% Barionska snov zanemarljivo sevanje in drugi delci standardnega modela Katarina Markoviˇc Topla temna snov Univerzitetni Observatorij München Uvod Topla temna snov Nelinearne kozmoloske strukture Zakljuˇcek Delci temne snovi Delci temne snovi: modeli in spremenljivke I Temna snov sestoji iz do sedaj nezaznanih elementarnih delcev. I Pristranski izbor iz literature: I I I I neutralino (kot "najlazji SUSY delec" ali LSP): WIMP gravitino (LSP): zelo sibka interakcija, masa: keV sterilni nevtrino (standardni model!): keV Rezultat Boltzmannove enacbe za DM: ΩDM (mDM , g ∗ (Td ), < σv >) I Izbor modela za DM → ena spremenljivka postane odvisna Katarina Markoviˇc Topla temna snov Univerzitetni Observatorij München Uvod Topla temna snov Nelinearne kozmoloske strukture Zakljuˇcek Delci temne snovi Omejitve I 1 meritev: Gostota temne snovi iz eksperimentov prasevanja (CMB) (WMAP7, s predpostavko ΛCDM): ΩDM = 0.227 ± 0.014 I 1 omejitev: Izberi massiven DM delec á la WIMP ⇒ omejitev pride iz DM anihilacije/razpada znotraj regij visoke gostote: I I I I Katarina Markoviˇc Topla temna snov center galaksije halo galaksije objekti zunaj galaksije sonce Univerzitetni Observatorij München Uvod Topla temna snov Nelinearne kozmoloske strukture Zakljuˇcek Delci temne snovi Delci tople temne materije (WDM) I Izberi lahek DM delec → dobiš WDM → omejitev pride iz kozmoloskih struktur I Mase delcev v okolici keV. I Izberi 2 enostavna modela WDM delcev: I I I WDM ostane v zgodnjem vesolju relativisticna dovolj dolgo, da pusti "odtis" na majhnih skalah kozmoloskih struktur → uporabi to kot omejitev Katarina Markoviˇc Topla temna snov zgodaj locena termicna relikvija (npr. gravitino) sterilni nevtrino Univerzitetni Observatorij München Uvod Topla temna snov Nelinearne kozmoloske strukture Zakljuˇcek Zabrisane perturbacije gostote Prosti tok temne snovi (angl. free-streaming) I Relativistiˇcni delci lahko pobegnejo iz rastoˇcih gravitacijskih potencijalov. I Gravitacijski potencijali ← perturbacije v polju gostote temne snovi ← kvantne fluktuacije inflacijskega polja I Delci temne snovi zabrišejo perturbacije v lastnem polju gostote! I Prosti tok omejuje kozmološki horizont: → skala prostega toka (angl. the free-streaming scale) I Širjenje vesolja → ohladitev oz. upocasnitev delcev. I Ko postanejo nerelativistiˇcni → ni vec prostega toka. Katarina Markoviˇc Topla temna snov Univerzitetni Observatorij München Uvod Topla temna snov Nelinearne kozmoloske strukture Zakljuˇcek Zabrisane perturbacije gostote Prosti tok tople temne snovi I WDM je v primerjavi z CDM dosegla visoke hitrosti v zgodnjem vesolju. I Topla temna snov rabi vec casa da se ohladi. ⇒ postane nerelativisticna kasneje kot bi CDM ⇒ horizont je vecji, ko postane nerelativisticna! I Rekapitulacija spremenljivk: I I I neodvisne in izmerljive: ΩDM and mDM odvisne: g ∗ (Td ), < σv >, TDM Razdalja prostega toka za zgodaj locene termicne relikvije: h i1/2 mWDM −4/3 h2 Rfs = 0.11 ΩWDM Mpc 0.15 keV (Zentner & Bullock, 2003) Katarina Markoviˇc Topla temna snov Univerzitetni Observatorij München Uvod Topla temna snov Nelinearne kozmoloske strukture Zakljuˇcek Zabrisane perturbacije gostote "Majhne skale" I Meritve najvecjih skal v vesolju dobimo z opazovanjem prasevanja (angl. Cosmic Microwave Background - CMB). I V primeru dominantne vroˇce temne snovi (npr. navadnih nevtrinov) so perturbacije zabrisane - tega ne vidimo v WMAP podatkih (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe)! I ˇ je zacetna temperatura temne snovi dovolj nizka, je Ce prasevanje nespremenjeno. Katarina Markoviˇc Topla temna snov Univerzitetni Observatorij München Uvod Topla temna snov Nelinearne kozmoloske strukture Zakljuˇcek Zabrisane perturbacije gostote Opazovanje majhnih skal I Problemi majhnih skal v ΛCDM → motivacija za WDM: I I I I I WDM povzroˇci zakasnjeno formacijo kozmoloških struktur: I I I I Katarina Markoviˇc Topla temna snov t.i. problem manjkajoˇcih "pritlicnih" galaksij (angl. dwarf galaxies) ohranitev kotnega momenta (angl. angular momentum) galaktiˇcnih halojev manjkajoˇce galaksije v prazninah parameter koncentracije halojev se ne sklada s teorijo (je premajhen) zakasnjene prve zvezde in reionizacija manj gosta jedra halojev manj podstrukture manjši spekter moˇci Univerzitetni Observatorij München Uvod Topla temna snov Nelinearne kozmoloske strukture Zakljuˇcek Linearni spekter moci Linearni spekter moci, Plin (k ) I Spekter moˇci variacije gostote snovi = Fourierjeva transformacija avto-korelacijske funkcije polja gostote snovi. I Statistiˇcni opis perturbacij v polju gostote. I Treba je rešiti Boltzmannove enaˇcbe za zgodnje vesolje (npr. CAMB ali CLASS kode). I WDM zabriše moˇc na najmanjših skalah (najveˇcjih valovnih številkah - angl. wavenumbers, k). ˇ I Crtkana cˇ rta: polje gostote še zmeraj linearno. Graf iz Smith & Markovic (2011). Katarina Markoviˇc Topla temna snov Univerzitetni Observatorij München Uvod Topla temna snov Nelinearne kozmoloske strukture Zakljuˇcek Linearni spekter moci Merjenje linearnega spektra moˇci I Prasevanje (angl. CMB) - samo najveˇcje skale. I Oblaki vodikovih atomov absorbirajo Lyman-α cˇ rto iz spektra oddaljenih kvazarjev. → do sedaj najboljsa meritev mase delca WDM: mWDM > 4 keV (SDSS + HIRES, Viel et al. 2008) I Poki gamma žarkov (angl. Gamma-Ray Bursts - GRB) z visokim rdeˇcim premikom (zelo daleˇc v razdalji in preteklosti, ki izvirajo iz umirajoˇcih starodavnih zvezd). Katarina Markoviˇc Topla temna snov Univerzitetni Observatorij München Uvod Topla temna snov Nelinearne kozmoloske strukture Zakljuˇcek Linearni spekter moci Merjenje linearnega spektra moˇci I Kakrsnikoli drugi zgodnji astrofiziˇcni objekti. I Vse te pojave je zelo težko opazovati, ker so tako daleˇc in tako medli. I Za kakrsenkoli kozmološki izraˇcun je potrebno dobro razumeti zapletene astrofiziˇcne procese. I Taksno razumevanje potrebuje predpostavko o formaciji barijonskih pojavov v gravitacijskih potencijalih temne snovi. Katarina Markoviˇc Topla temna snov Univerzitetni Observatorij München Uvod Topla temna snov Nelinearne kozmoloske strukture Zakljuˇcek Linearni spekter moci Nelinearni spekter moˇci, Pnl (k ) I Perturbacije v gostoti temne in navadne snovi rastejo s cˇ asom. I V poznih cˇ asih oz. nizkih rdeˇcih premikih, polje gostote snovi postane nelinearno. I To pomeni, da perturbacijska teorija (angl. perturbation theory) ni veˇc primerna za opis polja. I Dobimo sesedene (angl. collapsed) kozmološke objekte: haloji in filamentne strukture (curki snovi?). Katarina Markoviˇc Topla temna snov Univerzitetni Observatorij München Uvod Topla temna snov Nelinearne kozmoloske strukture Zakljuˇcek Linearni spekter moci Nelinearni spekter moˇci, Pnl (k ) Dandanašnji nelinearni spekter moˇci je relativno lahko izmeriti: I iz porazdelitve galaksij v vesolju- vendar je treba predpostavljati nagnjenost (angl. bias) galaksij, da se formirajo v DM halojih. I iz stetja jat galaksij - samo velike skale. I iz drugih virov, vendar jih veliko predpostavlja poznanje "nagnjenosti" I iz sekundarnih neenakomernosti (angl. anisotropies) prasevanja. I iz gravitacijskega leˇcenja... I Ti zadnji dve možnosti merita cˇ isto polje temne snovi. Katarina Markoviˇc Topla temna snov Univerzitetni Observatorij München Uvod Topla temna snov Nelinearne kozmoloske strukture Zakljuˇcek Topli halo model Modeliranje Pnl (k ) I Izraˇcun nelinearne distribucije temne snovi ni lahek: I I I Perturbacijska teorija: samo na velikih skalah Simulacije in "fiti" (angl. fits): "Halofit" (Smith et al., 2003) (Semi-)Analitiˇcni modeli: "halo model" I Pristopi razviti na podlagi predpostavke CDM!. I Formacije struktur v primeru tople temne snovi se ne razumemo dobro. I Najprej poglejmo kako se obnašajo stari, CDM modeli z "toplimi" zaˇcetnimi pogoji. I Videli smo že graf pristopa "Halofit". Katarina Markoviˇc Topla temna snov Univerzitetni Observatorij München Uvod Topla temna snov Nelinearne kozmoloske strukture Zakljuˇcek Topli halo model Halo model I Strukture sestavljene iz halojev. I Sestavine: I Profil gostote I Funkcija mas (angl. mass function) I Pristranskost halojev (angl. halo bias) I Linearni spekter moˇci Katarina Markoviˇc Topla temna snov Univerzitetni Observatorij München Uvod Topla temna snov Nelinearne kozmoloske strukture Zakljuˇcek Topli halo model Topli halo model I Spremenjen klasiˇcni halo model. I Spremembe so ad hoc: Število manjših halojev umetno zmanjšano → I Polje gostote razdeljeno v t.i. gladko (s) in v zrnato (h) komponento: Pδδ (k ) = (1 − f )2 Pss (k )+ 2(1 − f )fPsh (k ) + f 2 Phh (k ) I I f je delež snovi, ki se nahaja v halojih:R f = ρ1¯ M∞ MdMn(M) cut Katarina Markoviˇc Topla temna snov Univerzitetni Observatorij München Uvod Topla temna snov Nelinearne kozmoloske strukture Zakljuˇcek Topli halo model Topli halo model: komponente spektra moˇci I Pss (k ) = bs2 PNL,R (k ) I Psh (k ) = bs PNL,R (k ) f ρ¯ I Phh (k ) = PNL,R (k ) (f ρ) ¯2 Katarina Markoviˇc Topla temna snov R∞ Mcut hR ∞ Mcut ˜ (k , M) MdMb(M)n(M)u i2 ˜ (k , M) MdMb(M)n(M)u R∞ 1 ˜ (k , M) + (f ρ) MdMn(M)u ¯ 2 Mcut Univerzitetni Observatorij München Uvod Topla temna snov Nelinearne kozmoloske strukture Zakljuˇcek Topli halo model Topli halo model I Termiˇcna hitrost delcev danes I Fermi-Dirac porazdelitev hitrosti delcev I Konvolucija halo profila NFW z Gausovo krivuljio (širina je odvisna od termiˇcne hitrosti) Katarina Markoviˇc Topla temna snov Univerzitetni Observatorij München Uvod Topla temna snov Nelinearne kozmoloske strukture Zakljuˇcek Topli halo model Topli halo model: profili halojev Katarina Markoviˇc Topla temna snov Univerzitetni Observatorij München Uvod Topla temna snov Nelinearne kozmoloske strukture Zakljuˇcek Simulacije Simulacija toplih struktur WDM ΛCDM 25 I I Pognali smo simulacije N teles z Gadget2. WDM pride iz zabrisanih zaˇcetnih pogojev. I Iz simulacij smo dobili "fit" za tople nelinearne strukture. I Viel et al. 2011, MNRAS: Katarina Markoviˇc Topla temna snov y [ h-1 Mpc ] 20 15 10 5 0 -1.0 -0.5 Univerzitetni Observatorij München 1.5 2.0 0.0 0.5 1.0 log (1+δDM) Uvod Topla temna snov Nelinearne kozmoloske strukture Zakljuˇcek Simulacije Fit k rezultatom simulacij Katarina Markoviˇc Topla temna snov Univerzitetni Observatorij München Uvod Topla temna snov Nelinearne kozmoloske strukture Zakljuˇcek Simulacije Spekter moˇci leˇcenja iz rezultatov simulacij Halofit je boljši za izraˇcun kozmiˇcnih deformacij zaradi leˇcenja! Katarina Markoviˇc Topla temna snov Univerzitetni Observatorij München Uvod Topla temna snov Nelinearne kozmoloske strukture Zakljuˇcek Prihodnost Problemi I Treba je preiskati halo model na podlagi simulacij. I Barijonska fizika: WDM spodbuja ohlajanje in zato kolaps? I Barijonska fizika: AGN "feedback"? (van Daalen et al., 2011) I Izrojenost (angl. degeneration) z vplivi nevtrinov. Katarina Markoviˇc Topla temna snov Univerzitetni Observatorij München Uvod Topla temna snov Nelinearne kozmoloske strukture Zakljuˇcek Prihodnost Povzetek I Eden problemov ΛCDM so majhne skale. I Topla temna snov kot dominantna komponenta temne snovi lahko razreši ta problem. I Prosti tok temne snovi v zgodnjem vesolju zabriše perturbacije v gostoti temne snovi na majhnih skalah. I Polje gostote temne snovi postane v sˇcasoma nelinearno. I Na majhnih skalah so dandanes strukture nelinearne. I To je relativno lahko izmeriti, vendar zelo težko modelirati. I Še posebej, cˇ e je temna snov topla. I Dober pristop je halo model. I Pomembno je imeti dobre simulacije N teles! Katarina Markoviˇc Topla temna snov Univerzitetni Observatorij München
© Copyright 2024