4. část

Základy astronomie a
astrofyziky – IV.
PřF UP, Olomouc, 1.12.2011
Kosmologie
Modely vesmíru
Aktuální poznatky o vesmíru
Model shody – model Lambda-CDM kosmologie
Hubbleova konstanta
Reliktní záření
Temná hmota (z pohledu částicové fyziky)
Temná energie
Gravitační vlny
Gravitace na malých škálách, extradimenze
Proměnlivé konstanty
Gama záření a kosmické záření
Observatoř Pierra Augera a její výsledky
Literatura:
Vanýsek, V.: Základy astronomie a astrofyziky, Academia, Praha 1980
Macháček, M.: Astrofyzika (Fyzika pro gymnázia), Prometheus, Praha
1998
Šolc M., Švestka J., Vanýsek V.: Fyzika hvězd a vesmíru, SPN 1983
Pokorný, Z. Astronomické algoritmy pro kalkulátory. Praha: Hvězdárna
a planetárium hl. m. Prahy, 1988.
Wolf, M. aj. Astronomická příručka. Praha: Academia, 1992.
Brož, M.:
http://sirrah.troja.mff.cuni.cz/~mira/astrofyzika_pro_fyziky/
Mikulášek, Z.: Úvod do fyziky hvězd, Skripta PřF MU, Brno 1999, 2000
http://www.physics.muni.cz/~mikulas/Uvod_do_FHaHS.doc
Harmanec, P.:
Astrofyzika II: http://astro.mff.cuni.cz/files/ast007.pdf
Stavba s vývoj hvězd: http://astro.mff.cuni.cz/vyuka/AST014/ast014.pdf
Klasický pohled na vývoj vesmíru
• Fridmanovo
řešení
Einsteinových
rovnic
• podle množství
hmoty (a
energie) se dá
snadno určit
osud vesmíru
• tři možné
varianty vývoje
Parametry vítězného modelu
• v současné době vítězí modelCDM kosmologie
(„concordance model“, model shody)
• vznikl horkým velkým třeskem
• vesmír je plochý,
plochý obsahuje přesně kritické množství
hmoty a energie, jeho rozpínání se zrychluje
• 10-32 s po velkém třesku nastalo období inflace,
inflace kdy se
díky kvantovým fluktuacím utvořily počáteční
nehomogenity vesmíru nezbytné pro vznik všech struktur
• k pozorované kritické hustotě přispívá ze dvou třetin
temná energie (patrně kosmologická konstanta), z jedné
třetiny temná hmota,
hmota zářící hvězdy tvoří zhruba půl
procenta
Parametry vítězného modelu II
• hmota je tvořena především nebaryonickou chladnou
temnou hmotou - (27±2) % kritické hustoty, baryony (temná
i zářící) hmota pak tvoří (4,5±0,2) %, neutrina tvoří nejvýše
5 % kritické hustoty, nejspíš ale jen kolem 0,3 %
• stáří vesmíru
je 13,7±0,1 Gyr
• Hubblova
konstanta má
hodnotu
(70,5±1,5)
km.s -1.Mpc -1
Hubblova konstanta H0 ...
Hubblova konstanta H0 ...
HST H0 Key Project - výsledky zveřejněny v roce 2001
HST H0 Key Project
• pozorováno více než 800 cefeid v 24 galaxiích
• chyba měření ± 11 %
• ve shodě s měřením GL, SZ,
CMB, LSS, ...
… a stáří vesmíru
• jak ukazuje tabulka,
nově změřená H0
v podstatě nepřipouští
vesmír s nulovou
… a stáří vesmíru - podle hvězd
Pro odhad minimálního stáří vesmíru můžeme použít
několik typů hvězd:
• podle obsahu thoria a uranu v hvězdách chudých na kovy
v halu Galaxie: 12 ± 3 Gyr
• minimální věk bílých trpaslíků v kulové hvězdokupě M4 je
9 Gyr,
Gyr s nejlepším odhadem: 12 - 13 Gyr
• zákrytová dvojhvězda v kulové hvězdokupě Omega Cen má
stáří 11,1±0,7 Gyr
• nejstarší kulové hvězdokupy mají stáří kolem 12,6 Gyr
(chyba necelé 2 Gyr)
Reliktní záření
Reliktní záření
Patrně největšího experimentálního pokroku bylo
dosaženo na poli pozorování teplotních fluktuací reliktního
záření; motivace:
Měření teplotních fluktuací
reliktního záření
• fluktuace objevila družice COBE (vypuštěna v roce 1989,
první výsledky v roce 1992)
• na ní navázaly po roce 1998 experimenty BOOMERANG
(balón), MAXIMA (další balón) a DASI (interferometr na
Amundsenově-Scottově základně na jižním pólu), jejichž
týmy publikovaly v roce 2001 souhrnné výsledky
• od konce června 2001 je na oběžné dráze rovněž sonda
WMAP
• 14. května 2009 odstartovala a od 13. srpna 2009 sbírá
data sonda PLANCK,
PLANCK která přinese opět další zpřesnění
Měření teplotních fluktuací reliktního
záření – COBE vs. WMAP
První výsledky sondy PLANCK
6. července 2010
Multipólový rozvoj
• rozviňme do kulových
funkcí:
• dvoubodová korelační
funkce může být rozvinuta
do Legendrových polynomů
• kde platí vztah:
Multipólový rozvoj
• interpretace:
poloha prvního peaku
koresponduje s úhlovou
velikostí Hubblova
poloměru v čase
rekombinace (H-1CMB), která
je přímo ovlivněna
geometrií vesmíru – je-li
vesmír otevřený (resp.
uzavřený), budou se dráhy
fotonů přibližovat (resp.
vzdalovat), a to povede k
menšímu (většímu)
pozorovanému úhlu; kde
zhruba platí lpeak
poloha druhého peaku
(kolem l 400)
400 je citlivá na
hustotu baryonů
Multipólový rozvoj
Polarizace a rafinovavnosti CMB
Polarizace CMB
Přehlídky galaxií
• 2dFGRS 220 000 galaxií
• SDSS více než milión
galaxií
Hmota ve vesmíru
• ve srovnání s dalšími oblastmi
nebylo dosaženo tak výrazného
pokroku
• přímá detekce temné hmoty je
velmi chabá a dokumentuje jen
její malý zlomek - několik
detekcí hnědých trpaslíků v
rámci projektů MACHO, OGLE
• pokrok jen v měření výskytu
primordiálních chemických
prvků
• baryonická temná hmota trpaslíci všech barev, černé díry,
planety
Hmota ve vesmíru
Hmota ve vesmíru
Kandidáti nebaryonické hmoty
Zatím neznáme „toho pravého“, ale několik nedávno ještě
žhavých kandidátů lze naopak vyloučit, a to:
• neutrina - víme sice, že alespoň jeden druh má nenulovou
klidovou hmotnost, ale i tak mohou tvořit nejvýše 5 % hmoty
vesmíru
• axiony - hypotetické
částice navržené k
vysvětlení nulového
dipólového momentu
neutronu, detekce pomocí
tzv. Primakoffovy
konverze experimenty
pomalu vyloučena
Kandidáti nebaryonické hmoty II
• tedy zbývají
WIMPy a WIMPZILLy
• WIMPZILLy jsou
supermasivní WIMPy
(klidová hmotnost
109 - 1019 GeV)
• jako nejpravděpodobnější WIMP se jeví v současnosti
nejlehčí předpovězená supersymetrická částice, neutralino,
neutralino na
níž útočí jak experimentátoři (klidová hmotnost > 100 GeV), tak
teoretici (klidová hmotnost < ~TeV)
• ať tak či tak, oba typy byly patrně vytvořeny v období
od konce inflace do rekombinace
Annihilations of neutralinos (majorana fermions;
i.e. their antiparticles are identical)
Temná energie
• díky pozorováním z posledních let byla oživena idea
kosmologické konstanty, „největšího omylu Einsteinova
života“ - důkazy o nenulové přináší nejvýrazněji
pozorování supernov typu Ia, dále pak CMB, gravitačních
čoček, ...
Temná energie II
• Einsteinova rovnice s kosmologickou konstantou:
• důležitá je stavová rovnice:
• kosmologická konstanta je obvykle interpretována jako vnitřní energie
vakua, dle kvantové teorie pole můžeme chápat prázdný prostor jako
nekonečně mnoho harmonických oscilátorů; „odřezáváme“ módy pro
energie vyšší, než je platnost užívané teorie
rozdíl 120 řádů !
(největší chyba ve fyzice
vůbec)
Temná energie a pátá síla
• výsledky družice WMAP po 5 letech pozorování:
• parametr w:
• kvintesence, pátá síla
Cyklický (ekpyrotický) vesmír
(brane cosmology - bránová kosmologie)
• aplikace strunových teorií
v kosmologii
• 11 dimenzí celkem, 6 svinutých,
kompaktifikovaných, žijeme
v 5-rozměrném „bulku“ (rozvinutém
objemu), náš čtyřrozměrný časoprostor
je nazýván „brane“ (membrána)
na
a pohybuje se podél páté dimenze
• namísto velkého třesku vznikl vesmír srážkou dvou
membrán: „ekpyrotický vesmír“, v poslední době nazýván
„cyklický vesmír“
• motivace - extra dimenze řeší „problém hierarchie“ EPL >> EEW, po srážce dvou membrán dochází přirozeně
k období nadsvětelné expanze - k „inflaci“
Inflace
• jak začít, ale
především jak
skončit
• chaotická inflace
• věčná inflace
• mnohovesmíry
(multiverza)
Geometrie vesmíru
• novinka (Nature,
25.11.2010)
• další podpora
našeho stávajícího
modelu vesmíru
• jaký je
“průměrná”
vzájemná orientace
binárních galaxií?
• AlcockůvPaczyńského test
Spin-Powered Pulsars: A Census
• Number of known
pulsars: 1765
• Number of millisecond
pulsars: 170
• Number of binary
pulsars: 131
• Number of AXPs: 12
• Number of pulsars in
globular clusters: 99*
• Number of
extragalactic pulsars: 20
* Total known: 129 in 24 clusters
(Paulo Freire’s web page)
Data from ATNF Pulsar Catalogue, V1.25
(www.atnf.csiro.au/research/pulsar/psrcat; Manchester et al. 2005)
.
P - P Diagram
• Millisecond pulsars
.
have very low P and
are very old
• Most MSPs are
binary
• MSPs are formed by
‘recycling’ an old
pulsar in an evolving
binary system
• ‘Normal’ pulsars have
significant period
irregularities, but MSP
periods are very stable
J0737-3039
Pulsars and Gravitational Waves
Orbital decay in high-mass short-period binary systems
accounted for by loss of energy to gravitational waves.
First observational evidence for gravitational waves!
Observed rates agree with the predictions of general relativity!
.
.
• PSR B1913+16: Pb,obs/Pb,pred = 1.0013  0.0021
Precision of GR test limited by uncertainty in correction
for acceleration in gravitational field of the Galaxy
.
.
(Weisberg & Taylor 2005)
• PSR B1534+12: Pb,obs/Pb,pred = 0.91  0.05
Limited by uncertainty in pulsar distance;assuming GR
gives improved distance estimate
(Stairs et al. 2002)
.
.
• PSR J1141-6545: Pb,obs/Pb,pred = 1.05  0.25
(NS-WD system)
(Bailes et al. 2003)
.
.
• PSR J0737-3039A/B: Pb,obs/Pb,pred = 1.004  0.014
Expect 0.1% test in ~5 years!
(Kramer et al. 2006)
PSR B1913+16
PSR J0737-3039A/B - the Double Pulsar
 Four times as relativistic as Hulse-Taylor binary pulsar
 Detection of both pulsars gives the mass ratio of the two stars
 Have measured five relativistic
parameters in just two years!
 Four independent tests of general
relativity
 Consistent at the 0.05% level!
R: Mass ratio
: periastron advance
: gravitational redshift
r & s: Shapiro delay
Pb: orbit decay
(Kramer et al. 2006)
LISA: Laser Interferometer Space Antenna
• ESA – NASA project
• Orbits Sun, 20o behind the Earth
• Three spacecraft in triangle, 5 million km each side
• Sensitive to GW signals in the range 10-4 – 10-1 Hz
• Planned launch ~2015
Most probable
astrophysical
sources: Compact
stellar binary
systems in our
Galaxy and merger
of binary black
holes in cores of
galaxies
What are
ultra-high
energy
cosmic rays
(UHECRs)?
UHECRs are particles with
energy above “ankle”,
say, above 3 x 1018 eV.
The most energetic event:
Detector Fly’s Eye, Utah, USA,
October 15th 1991
3 x 1020 eV  50 J
Simon Swordy, 1996
Extensive air showers
• Primary particle interacts
with atmosphere
• Number of secondary
particles is created
• Secondaries interact again,
and again, ...
• Typical shower 1020 eV:
1010 particles at ground
• Animation color code:
blue: electrons/positrons
cyan: photons
orange: protons
red: neutrons
gray: mesons
green: muons
H.-J. Drescher, Frankfurt University
(10-6 thinning)
How to detect UHECRs?
Text…
Primary
particle coming from space
(proton or light nucleus) hits the
atmosphere of the Earth
• The number of secondary
particles is proportional to energy
of primary particle
• Relative time of detection of
individual secondary particles
carries information about incident
direction of primary particle
The array of
ground
detectors is
recording and
sampling
fraction of
secondary
particles.
• Types of detectors: ground
arrays and fluorescence
telescopes
Shower of secondary
particles originates
during collissions with
molecules in the atmosphere.
Detectors of cosmic rays
with ultra-high energies
7 different detectors were in operation during 40 years of measurements and
achieved detection of approximately ~ 200 particles with energies over 4.1019 eV
and only ~ 20 particles with energies over 1020 eV.
Volcano Ranch
Surface detectors:
Haverah Park
AGASA
• Volcano Ranch, USA (1959 – 1963)
• SUGAR, Australia (1968 – 1979)
• Haverah Park, UK (1968 – 1987)
• Yakutsk, Russia (1970 – today)
• AGASA, Japan (1990 – 2004)
Fluorescence detectors:
• Fly’s Eye, USA (1981 – 1992)
• HiRes, USA (1998 – 2006)
Fly’s Eye
K.-H. Kampert, EPS-HEP 2009
K.-H. Kampert, EPS-HEP 2009
GZK or not to GZK: HiRes vs. AGASA
Is there really GZK-cutoff? Where are the sources?
Chemical composition of UHECR
Protons, iron nuclei or mix?
We (once again) don‘t know.
iro
n
sim
ul a
tio
n
s
pr
ot
o
n
sim
ul a
tio
n
s
• Elongation rate
(mean shower
maximum in the
atmosphere vs.
energy) indicates the
dominant chemical
component, but we
have to compare to
simulations to
interpret the data
(strong model
dependence !)
Tom Gaisser, 2000
Sites of origin of UHECRs
• Fermi acceleration
in magnetic fields.
• We need magnetic
fields extremely
strong OR filling
extremely large
regions to accelerate
particles above 1020
eV.
• And still, all
parameters have to
be finely tuned.
Michael Hillas, 1984
GZK suppression
• Discovered 1966
independently by
Greisen and Zatsepin &
Kuzmin.
• UHECRs lose energy
due collissions with
CMB photons (photon
produce pions, nuclei
photodisintegrate).
James W. Cronin, 2000
Paul Sommers, 2003
• Threshold for this
process ~ 5x1019 eV.
Sources of particles with E > 1020 eV have to be
within “GZK-sphere” (100 Mpc)
Influence of magnetic fields
• Above 1019 eV - not curved
trajectories ? - “Cosmic ray
astronomy” ?
• Not so sure…
• Extragalactic magnetic
fields could be very
important, especially if
UHECRs are mainly iron
nuclei.
• And what about Galactic
magnetic field?
• linear polarization, …, Faraday rotation
measurements field strength ~ G
James W. Cronin, astro-ph/0402487
structure surely spiral
Particle trajectories in the• global
Galaxy:
turbulent (up to 3x higher intensity than
Iron nuclei, 4 x 1019•eV
regular), poloidal and toroidal components
exist
The Pierre Auger
Observatory
Mendoza province, Argentina
The Pierre Auger Observatory
More than 250 PhD scientists from more than 60 institutions
from 15 (+2) countries.
Participating countries:
Argentina, Australia, Bolivia*, Brazil, Czech Republic, France, Germany, Italy,
Mexico, Netherlands, Poland, Portugal, Slovenia, Spain, United Kingdom, USA and
Vietnam*
* - associated countries
Participating
countries are in
cyan.
Pierre Auger Observatory
The construction of the southern site in Argentina is (almost) completed.
Northern
hemisphere
(planned):
Lamar,
Colorado, USA
Southern hemisphere:
Malargüe,
Mendoza province,
Argentina
S
#
S
#
See www.augernorth.org for details
Lifetime of the observatory: 15 - 20 yrs
The Pierre Auger Observatory =
hybrid detector of cosmic rays
• The array of
surface Cherenkovov
detectors will be
accompanied with
system of
fluorescence
telescopes, which will
observe faint
UV/visible light during
clear nights. This
fluorescence light
origins as by-product
during the interactions
of shower particles
with the atmosphere.
Scheme of hybrid detector function
Ground detectors
of the Pierre Auger Observatory
Ground detectors:
Covered surface: 3000 km2
Number of detectors: 1600
Type of detector: Detector of Cherenkov
radiation, each consisting of 12 000 litres of
ultrapure water and equipped with 3
photomultipliers.
Spacing between detectors: 1.5 km.
Fluorescence detectors
of the Pierre Auger Observatory
4
xe
i
p
40
ra
e
m
l ca
and
p
sto
e
r
rtu ilter
e
p
A
lf
a
c
i
opt
11
s s
e
gm qua
en re
t
e d me
m ter
ir
r
o
r
Fluorescence telescopes:
Number of telescopes: 24
Mirrors: 3.6 m x 3.6 m with field
of view 30º x 30º, each telescope
is equipped with 440
photomultipliers.
Evolution of the hybrid detector
Production of scientific data since late 2003.
Example Surface Array Event
(Θ~ 48º, ~ 70 EeV)
Lateral density
distribution
Some flash ADC traces
elevation [deg]
28
30
25
20
15
26
24
10
22
5
20
60
18
16
14
12
10
8
10
15
20
25
30
x [km]
dE/dX [GeV/(g/cm2)]
y [km]
Example Hybrid Event (Θ~ 30º, ~ 8 EeV)
×10
65
70
75
80
85
90
azimuth [deg]
6
20
18
16
14
12
10
8
6
4
2
400
500
600
700
800
900
slant depth [g/cm2]
(Geometrical) Hybrid advantage...
T0 - time of impact
Rp - perpendicular
distance to
the detector
actual
observation angle
Energy estimation,
atmospheric monitoring
Central Laser Facility
Current estimates of systematic errors of the
FD energy measurement
LIDAR
Comparison
of integrated aperture
Outlook
Currently (Nov 2009) ~ 10 x AGASA
K.-H. Kampert, EPS-HEP 2009
Auger Observatory results
Auger Energy Spectrum
• No spectrum from SD only!
• Relation between particle density parameter S(1000) and FD
energy using selected hybrid events
• Aperture from SD
• Combining advantages of FD technique (calorimetric
measurement of energy) and of SD technique (well defined
aperture; 100 % duty cycle)
K.-H. Kampert, EPS-HEP 2009
Auger Energy Spectrum
For more details see arXiv:0906.2189
Auger Energy Spectrum
Mass Composition
For more details see arXiv:0906.2319
Or talk by Michael Unger: http://web.phys.ntnu.no/~mika/unger2.pdf
Shower Profile
FD mass-sensitive parameters
Average Shower Maximum, <Xmax>
Shower-to-shower fluctuations, RMS(Xmax)
FD mass composition results
SD mass-sensitive parameters
Signal risetime, t1/2
SD mass-sensitive parameters
Deviation to average risetime, Δ
(θ - zenith angle)
For more details see arXiv:0906.2319
Or Hernan Wahlberg’s talk
at ICRC’09,
Lodz
SD mass-sensitive parameters
Risetime asymmetry, b/a
(t1/2/r = a + b cos ζ;
ζ - shower plane azimuth)
XAsymMax, sec θ position,
where b/a is maximal
Mass composition summary
• Elongation rate flattens at high energy
• Fluctuations decrease with energy
• Two options (both can be simultaneously true):
1.) Cosmic rays heavier at high energy
2.) Hadronic models at UHE energy need modification
Hadronové složení
lehké
J. Řídký a P. Trávníček
těžké!
nové(10EeV) =f19 model(10EeV)
a nebo je to jinak – např., že
prudce roste účinný průřez ?
Účinný průřez
J. Řídký a P. Trávníček
a nebo je to jinak – např., že prudce roste účinný průřez ?
?
Data z kosmického záření
Data z urychlovačů
Budoucnost: Měření účinného průřezu i na observatoři
AUGER
J. Řídký a P. Trávníček
Jak poznat foton?
Hodně mionů
Xmax fotonu
Xmax hadronu
Hadronové a fotonové spršky se značně liší. Najít v datech
primární fotony lze podle maxima spršky (FD) a podle počtu
mionů (SD) .
Málo mionů
Photon limit
31 %
3.8%
5.1%
2.4%
3.5%
2.0%
Piotr Homola (Pierre Auger Coll.), ICRC’09, Lodz; arXiv 0906.2347
J. Řídký a P. Trávníček
Jak poznat neutrino?
„Mladá“ horizontální sprška !
rizo
o
h
od
p
o
Neb
jd
u
o
l
n tá
1 atmosféra
„Mladé“ spršky:
- elektromagnetická
komponenta
-široká časová
distribuce signálu
- velké zakřivení
- strmá laterální
distribuce
čelo mladé spršky

oucí
!
3 atmosféry
„Staré“ spršky
- tvrdé miony
- úzká časová
distribuce signálu
- malé zakřivení
-plochá laterální
distribuce
čelo staré spršky
Neutrino limit
COSMOGENIC s
J. Tiffenberg (Pierre Auger Coll.), ICRC’09, Lodz; arXiv 0906.2347
Yes! The best agreement is with the distribution of
nearby active galaxies.
Blue – visible part of the sky
Red stars – active galactic nuclei (AGNs) with distance < 75 Mpc
– in agreement with our expectations (GZK cutoff)
Less than 1% probability to observe such correlation by chance.
So, what are active galactic nuclei?
- galaxies with supermassive black holes in their centers; black hole
mass in order of 107 - 108 solar masses; enough matter nearby to be
swallowed
Seyfert galaxies are
most common in our
selection.
However, we have to be careful…
Red circles – (again) AGNs closer than 75 Mpc
Black dots – all galaxies closer than 75 Mpc (HyperLEDA catalogue)
Distribution of ordinary galaxies (and matter in general) and of AGNs is very similar!
So, our first guess that the particles with the highest energies come from AGNs is not
correct → we need more data from both South and North ...
www.atlasoftheuniverse.com
Virgo cluster
Centaurus cluster
Anizotropie
„Míra korelace“ klesla z 70% na 40%, ale izotropie je stále
vyloučena
Anizotropie
Souvislost nejenergetičtějších událostí s blízkou svítivou
hmotou
Anizotropie – Centaurus A
• Nadějný kandidát
• Nejbližší AGN (4 Mpc)
• Zdroj fotonů do škály TeV
• AUGER: přebytek událostí – 12 událostí do 18°,
2,7 události očekáváno, pravděpodobnost 2%