Mellemliggende spørgsmål

Original: http://www.astro.ubc.ca/people/scott/faq_intermediate.html

Hvis folk ofte stillede mere involverede spørgsmål, så disse kan være blandt dem!

Spring til det avancerede niveau spørgsmål.
 Hvad er “sidste-spredning overflade”?

Det tidlige univers var så varmt, at alle sagen blev ioniseret. Ioniseret ting er ekstremt gode til at interagere med stråling (det har en høj “tværsnit” for at sprede en foton), mens neutralt materiale er næsten gennemsigtig. Det meste af universet er hydrogen, som alle blev ioniseret indtil omkring en million år efter Big Bang. Da universet udvidede det køles, således at alle dets bestanddele havde mindre energi. Omkring en million år efter Big Bang protoner kunne holde på elektroner, uden energierne er så høj, at elektronerne ville få revet igen. Så materialet i universet var neutral på det tidspunkt, hvorefter fotonerne og hydrogenatomer næppe interageret med hinanden igen. Så når vi ser ud i rummet ser vi en mikrobølgeovn foton kommer fra den retning, hvor den sidst spredt ud ioniseret materiale. Der var ioner og elektroner i hver retning omkring os, så længe vi ser ud til store nok afstande (hvilket er ensbetydende langt nok ind i fortiden, på grund af lysets endelige hastighed). Så vi kan definere en “sidste-spredning overflade”, som er en fjern shell i rummet, hvor nutidens CMB fotoner sidst spredt ud ioniseret stof. Tættere end denne overflade universet var hovedsagelig gennemsigtig. Længere væk end denne overflade fotonerne og ioner blev hurtigt spredning. Så selvom overfladen har en endelig tykkelse, det er en relativt skarp grænse. De fleste af de anisotropier vi ser på mikrobølge himlen i dag, blev genereret på denne sidste spredning overflade.

 Kan jeg se de objekter, der forårsagede anisotropier?

Sommetider folk glemmer at de fleste af CMB anisotropier dannes på den sidste spredning overflade, Vel vidende, at forløbere for klynger og super-klynger forårsaget mikroovn bump, det er ikke alt for svært at få forvirret om sammenhængen mellem disse objekter og lokale strukturer. Men husk, at det sidste spredning begivenhed var omkring 300.000 år efter Big Bang, altså en meget lang tid siden. Så de objekter, der forårsagede de varme og kolde pletter, set af COBE f.eks er omkring 15 milliarder lysår fjernt (forudsat det er en alder af universet), og vi ser deres virkninger på CMB omkring 15 milliarder år siden . Så den faktiske strukturer, som forårsagede de mikroovn krusninger er dybest set på en horisont længde fra os, og dermed langt fra at være de strukturer, vi spore ved hjælp forholdsvis nærliggende klynger. Men i statistisk forstand disse objekter burde være meget lig, hvad lokale strukturer var ligesom omkring 15 milliarder år siden. Og husk, at en person, der bor tæt på en horisont-afstand fra os, vil se vores lokale superhob forårsager en anisotropi på deres sidste spredning overflade.

 Er hot spots over-tætheder eller under-tætheder?

I de standard teoretiske billeder, som folk har til CMB udsving er de store vinkel variationer forårsaget af tyngdekraften rød-skift og blue-skift fra klatter sidder på den sidste-spredning overflade. En overdensity (dvs. en region med mere stof end gennemsnittet) forårsager en foton at tabe energi på vej ud: vi sige, at der er en “gravitationel rødforskydning” som fotonen “klatrer op af potentialbrønd”. En underdensity på den anden side, fører til en Blueshift. Da en rødforskydning en lavere energi (rød) foton, så der svarer til en lidt lavere CMB temperatur. Så overdensities er kolde pletter, og underdensities er hot spots.

Der er naturligvis alternative teorier hvor de store vinkel anisotropier er forårsaget af ting lidt anderledes end disse enkle gravitations rødforskydninger og blueshifts. I sådanne teorier er det muligt for over- og under-tætheder svarer til det modsatte fra hvad der blev beskrevet ovenfor. Navnlig i modeller, hvor de første forstyrrelser kommer fra “topologisk defekt” eller “isocurvature” tilstande, kan tingene være mere kompliceret. Formentlig på et tidspunkt i den nærmeste fremtid vil vi vide definitivt, hvad slags store udsving vores univers har, og så vil vi vide med sikkerhed, om du kan pege på en CMB hot spot og sige “universet plejede at være lidt forståelse tæt i den retning “!

 Hvad er “Cosmic Variance”?

Når du forsøger at estimere enhver mængde baseret på et begrænset prøve, så du forventer en vis usikkerhed mellem din estimat og den “sande” underliggende værdi. Dette er også kendt som prøven eller prøveudtagning varians. Som du opbygger en større og større stikprøve du forventer denne usikkerhed at falde (hvis alt opfører sig pænt, vil det gå ned som kvadratroden af ​​antallet af prøver).

Lad os nu forestille os, at vi prøver at bestemme værdien af ​​noget på nogle temmelig stor skala, siger en rimelig del af størrelsen af ​​det observerbare univers. Denne mængde kan være tæthed eller hastighed eller nogle sådanne. Så hvad vi vil finde, er, at vi i sidste ende vil løbe ind i en grænse, fordi der er kun en begrænset observerbare univers, og så kan vi ikke få en større stikprøve. Tingene er endnu tydeligere for CMB, hvis vi forsøger at bestemme magt spektrum, eller ækvivalent amplituder på nogle multipol øjeblikke (hvor store udsvingene er på forskellige kantede skalaer). Enhver underliggende teori vil give en forudsigelse for forventningen værdien af ​​de flerpolede koefficienter, men udsvingene tæthed er i sagens natur en stokastisk proces: teorien vil ikke fortælle os, hvad erkendelsen er i vores særlige område af rumtiden. Dette fører til en iboende usikkerhed i opgørelsen af ​​den teoretiske “forventning værdi” (hvad du ville få, hvis du kunne gennemsnit over et ensemble af universer) fra vores empirisk bestemt mængde. Uanset hvor præcist du måle ting, du ikke kan slippe af med denne “Cosmic Variance”.

Tag kvadrupol anisotropi som et eksempel. Dette er en ting på himlen, som har fem koefficienter. Hver af disse koefficienter er nogle tilfældige tal (en Gauss tilfældig variate i standard-modeller), og så den statistiske fordeling forventet for kvadrupol amplitude er ligesom summen af ​​fem Gaussians (en 2 fordeling med 5 frihedsgrader), og så er temmelig brede. Det betyder, at måle den faktiske kvadrupol på vores luftrum ikke fortælle dig en hel masse om forventningen værdien af ​​quadrupoles for en flok observatører. Du kan tænke på denne usikkerhed som en “teoretisk fejl bar” hvis du vil. For højere multipoler (mindre kantede skalaer) der er en masse flere prøver, og så “Cosmic Variance” er mindre vigtig. Så hvis du forsøger at bestemme den kantede magt spektrum, så i store vinkler du har tendens til at blive domineret af “Cosmic Variance”, mens små vinkler du domineret af instrumental støj.

Comments are closed.