Fale grawitacyjne – nowe okno na Wszechświat204a%20-%20... · Zastosowanie soczewek...
Transcript of Fale grawitacyjne – nowe okno na Wszechświat204a%20-%20... · Zastosowanie soczewek...
Marek Biesiada
Zakład Astrofizyki i Kosmologii Instytut Fizyki Uniwersytetu Śląskiego w Katowicach
Soczewki grawitacyjnenarzędziem Kosmologii
Zjazd P.T.A. Kraków 14-18.09.2009Sesja Kosmologiczna
Filary współczesnej kosmologii
• Nukleo-synteza
• CMBR
• LSS
• Soczewkowanie grawitacyjne
• SN Ia na dużych redshiftach
Ωb = 0.042
Ωm = 0.29 ± 0.04
•Pionierzy Oort 1923
Zwicky 1925• Płaskie krzywe rotacji galaktyk•emisja X gromad
•Soczewkowanie grawitacyjne
przez gromady (gigantyczne łuki)
Problem ciemnej materii we Wszechświecie
Soczewkowanie grawitacyjne
• jedno z podstawowych przewidywań OTW (Einstein 1916)• ugięcie światła o 1”.7 przy brzegu tarczy Słońca (zmierzone w 1919 !)• Eddington 1920 - idea wielokrotnych obrazów; Einstein 1935• kosmologiczny kontekst Zwicky 1937 (!)
• nowa historia - Refsdal 1964 pomiary H0 z soczewkowania• Walsh, Carswell & Weynmann 1979 - QSO-0957+561A,B• Paczyński 1986 – mikrosoczewkowanie• Lynds & Petrosian 1986; Soucail, Fort, Mellier 1987 - olbrzymie łuki w gromadach galaktyk
Soczewkowanie grawitacyjne
Formalizm promieni świetlnych Formalizm frontów falowych(zasada Fermata)
Równanie soczewki: nieliniowe !gradient D
Człon geometryczny efekt Shapiro
Efekt soczewkowania grawitacyjnego
Dwa reżimy soczewkowania:
Silne: •wielokrotne obrazy
•różnice w czasie propagacji dla różnych obrazów – metoda wyznaczania H0
•mikrosoczewkowanie(w Galaktyce – OGLE, MACHO,EROSw innych galaktykach - zmiennoś )
słabe: deformacja obrazówPromień Einsteina (wyznaczony przez masę !) - zadaje charakterystyczną skalę kątową zjawiska
SL
LSE DD
DcGM
2
4=θ
Soczewka punktowa
wyznaczanie (rozkładu) masy
na dużych skalach
na małych skalach
Kosmologiczne zastosowanie soczewek grawitacyjnych:
SDSS 0924+0219
Zastosowanie soczewek grawitacyjnych do badania modelu kosmologicznego
Wcześniej: statystyki silnego soczewkowania
Jedne z pierwszych silnych sugestii na rzecz modelu ΛCDM
Wyznaczanie stałej Hubble’a
4 klasy modeli kosmologicznych wyjaśniających przyspieszającą ekspansję WszechświataStała kosmologiczna Λ p=-
Kwintesencja – (dynamiczne) pole skalarne
Gaz Czapłygina
Modele wszechświatów „branowych”
Parametryzacja Lindera-Polarskiego
Inne idee:
Efekt niejednorodnościrozkładu materii (uśrednianie)
Efekt nietrywialnej topologii Wszechświata
Dynamika gwiazd(spektroskopia)
Soczewkowaniegrawitacyjne
S
LSvE D
Dc
2
4
= σπθ
Z pomiarów pozycji kątowych obrazów 1 i 2
Dyspersja prędkości - spektroskopia
Określone przez model kosmologiczny
Idea
Kwintesencja
w < -0.67
Dynamiczne pole skalarnew(z) = w0 + w1 zw0 > -0.1w1 < -1.2
Gaz Czapłygina preferowane modele zA01Tzn. równoważne CDM
Wszechświaty branowe
Układ soczewkującyHST 14176+5226w paśmie V
zL=0.809zs=3.4E=1.”489
model soczewki SIE
Biesiada 2006
Zalety :
•metoda nie zależy od wartości stałej Hubble’a
•nie jest czuła na efekty ewolucyjne, efekty selekcji oraz na ekstynkcję
Grant N N203 390034
„ Silne soczewki grawitacyjne w roli testu modeli ciemnej energii we Wszechświecie”
Marek BiesiadaAleksandra PiórkowskaBeata Malec
Próbka soczewek – Kompilacja z przeglądów SLACS oraz LSD
Profil gęstości masy dla galaktyk wczesnych typów E/SO(z = 0.08 – 0.33) Model soczewki
SIS (SIE)jest wiarygodny
Wyniki (wstępne) – prezentowane na Cosmo09 – CERN – 5-11.09.2009
Linder-Polarski
Modele z ewoluującymrównaniem stanu – preferowane
Który model jest najlepszy?
• Ten któremu największe wsparcie dają obserwacje.• Selekcja modeli oparta na teorii informacji• Punkt wyjścia: Informacja Kullback’a – Leibler’a
AIC (Kryterium Informacyjne Akaike)• Także, BIC i metody Bayesowskie
KyAIC 2))|(log(2 +−= ϑL
minAICAICii −=∆
1. Różnice Akaike 2. Funkcja wiarygodności modelu
3. Wagi Akaike w unormowane wiarygodności
Bayesowskie Kryterium Informacyjne Schwartza
Modele z ewoluującymrównaniem stanu preferowane
Konkluzje :
soczewki grawitacyjne stają się ważnym narzędziem kosmologii w kontekście:
•ciemnej materii – badanie drobnoskalowej struktury ciemnej materii w galaktykach
•ciemnej energii – alternatywne ograniczenia na efektywne kosmologiczne równanie stanu
… a może nawet dla fizyki fundamentalej