1 / 86

Interpreting Supernova Measurement Results in Cosmology: Achievements and Implications

Explore the groundbreaking discovery of the accelerating expansion of the universe through supernova observations in cosmology. Understand the methodology, results, and implications of these findings in the context of fundamental cosmological principles. Analyze the emission and absorption of electromagnetic radiation, the measurement of redshift, and the interpretation of cosmic distances. Dive into the theoretical frameworks, equations, and implications of the expanding universe, including the role of relic radiation and the cosmic microwave background. Unravel the intricacies of cosmological parameters and their significance in understanding the evolution of our universe.

ugo
Download Presentation

Interpreting Supernova Measurement Results in Cosmology: Achievements and Implications

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. Wyniki Pomiarów SN - Interpretacja w Kosmologii - Wstęp Kilka wzorów Odległość DL Pomiar red shiftu Dlaczego SN – kto pracuje -WYNIKI z SN Promieniowanie ` reliktowe Porównanie wyników Podsumowanie Koniec ŚWIERK mhs 2004

  2. O czym będzie mowa • Dec. 17, 1998 —  The universe is not only expanding, but that expansion appears to be speeding up. • And as if that discovery alone weren’t strange enough, it implies that most of the energy in the cosmos is contained in empty space — a concept that Albert Einstein considered but discarded as his “biggest blunder.” • The new findings have been recognized as 1998’s top scientific breakthrough by Science magazine. • http://www.msnbc.com/news/224520.asp?cp1=1 ŚWIERK mhs 2004

  3. Wynik z 1998 r podsumowywał 10 lecie pracy zespół Supernova Cosmology Project (LRL) który opracował metodę znajdowania licznych SN • Podobnej metody użył zespół High-Z Supernova Search Team z Mount Stromlo i Siding Spring Observatories w Australii, • Zostały znalezione SN tak odległe, że obserwowane światło było z nich wyemitowane gdy Wszechświat był bardzo młody. • Celem badań odległych SN był pomiar zmian w rozszerzaniu się Wszechświata – dla zrozumienia jego rozwoju – początków, struktury i losu. • Zakładano, że pod wpływem grawitacji Wszechświat będzie się rozszerzał coraz wolniej. • Okazało się że Wszechświat przyspiesza - rozszerza się coraz szybciej..

  4. Członkowie Supernova Cosmology Project oraz High-Z Supernova Search zespołu otrzymali zgodne wyniki. • Używali dużych naziemnych teleskopów oraz HST (Hubble Space Telescope) i detektorów CCD. • Informacja o rozszerzaniu się Wszechświata pochodzi z pomiaru odległości dalekich obiektów i ich red shiftu. • Odległość gwiazdy jest mierzona poprzez pomiar jasności na Ziemi, jeżeli znana jest jej całkowita jasność. • Jest to wykonalne dla obiektów o znanej całkowitej jasności – czyli „standard candle” • Jako świec standardowych w omawianych pracach badano SN Ia (w galaktyce kilka wybuchów / 1000 lat, świecą przez kilka tygodni) • mierzono ich krzywą świetlności - zależność jasności od czasu (skala wielu dni)

  5. Obserwacja Wszechświata • Podstawowym źródłem informacji jest promieniowanie elektromagnetyczne • Może być ono emitowane, pochłaniane, rozpraszane • Procesy emisji są przydatne dla zrozumienia warunków panujących w źródłach • Absorpcja pozwala na zrozumienie systemów położonych między źródłem i obserwatorem, nawet gdy nie emitują one promieniowania • Rozproszenie niesie informacje o środowiskach które emitują i absorbują promieniowanie. • może zmieniać długości fali - red (blue) shift - przesunięcie ku podczerwieni - mówi kiedy sygnał był wysłany

  6. Rozwój Wszechświata • Wszechświat się powiększa i stygnie. Pomiar różnych epok, „dostęp” do danych o Wszechświecie • Promieniowanie reliktowe niesie informacje o bardzo młodym Wszechświecie, pochodzi z „last surface scattering” • W zakresie mierzonego „red shiftu” np. SN • http://www.astro.ucla.edu/~wright/BBhistory.html CMB 3*105 lat Wiek Wszechświata ~13*109 lat Red shift 60% wieku Wszechświata

  7. Wzory, wzory.... ŚWIERK mhs 2004

  8. Równanie Friedmanna - index 0 oznacza teraz - czas obserwacji (B11/2) Zależność parametru Hubbla od czynnika a – definiuje wymiar Wszechświata w czasie t, stosunek do dzisiejszego - a/a0 H2(t) = ((1/a)( da/dt))2 = 8 p rm G /3+8 p rr G /3 –k c2/a2 + Lc2/3 Wkład do gęstości Wszechświata od promieniowania (r), materii (m), stałej kosmologicznej (l), krzywizny (k). r - Wr0 = 8 p G/3 * r0r m - Wm0 = 8 p G/3 * r0m k Wk0 = -kc2 /a02 L WV0 =8 p G/3 * r0v H2(t) = WR0*(a/a0)-4 + WM0 *(a/a0)-3 + Wk0 *(a/a0)-2 + Wv0 *(a/a0)0 Wkład od materii I promieniowania ŚWIERK mhs 2004

  9. Dla opisu Wszechświata są używane mierzalne a(t) z oraz t DL ŚWIERK mhs 2004

  10. Definicja gęstości krytycznejrkrytyczne = 3 H0 / 8 p G W= r / rc + Lc2/3H02 B13/13 W -1= kc2 / H02a2 zależność parametru Hubbla od z jest wielkością mierzalną - z=Dl/l • r = r r / rkryt • m = r m / rkryt gęstość materii Wk = -kc2 / H02 krzywizna czaso przestrzeni • v = -Lc2 / 3H02 stała kosmologiczna H(z) = H0 * sqrt( Wr(1+z)4 + Wm (1+z)3 +Wk (1+z)2 + WV ) gdzie H(z=0) = H0 oraz: WK = 1 - (WV + Wr0 + Wm0 ), korelacja

  11. Pytanie Jakie są parametry opisujące rozszerzanie się Wszechświata Jak zmienia się promień Wszechświata w funkcji czasu Odpowiedź Należy wyznaczyć zależność odległość źródła sygnału i prędkość z jaką źródło się oddala od obserwatora ŚWIERK mhs 2004

  12. Jasność obserwowana zależy od z zależy od t http://astronomy.swin.edu.au/sao/guest/bschmidt/

  13. DL m jest funkcją z http://astronomy.swin.edu.au/sao/guest/bschmidt/

  14. Odległość DL • Różne definicje odległości w kosmologii: • Comoving distance B 13/6 • Proper distance • Angular diameter distance B12/8-9 • Proper motion distance • interesuje nas • „luminosity distance” DL ŚWIERK mhs 2004

  15. Różne definicje odległości w kosmologii: • Interesuje nas „luminosity distance” DL • strumień maleje jak R –2, • F mierzony strumień • L strumień całkowity– musi być znany • definicja: • czyli DL = sqrt (L/4pF), ŚWIERK mhs 2004

  16. Jak się mierzy odległości DL-wiedza trudna i tajemna • Pomiar bezwzględny oraz względny- • paralaksa daje pomiar bezwzględny • Różne metody - w zależności od odległości pomiary (wyniki metod) zahaczają o siebie – znajomość odległości dalekich obiektów zależy od kalibracji poprzez bliskie obiekty • Odległości w naszej Galaktyce mierzone bezpośrednio przez „primary indicators” • „secondary inicator” kalibrowane przez pomiary (tutaj SN, Tully – Fischer relation) • astro.uchicago.edu/home/web/olinto/ courses/A18200/kawai/main.html ŚWIERK mhs 2004

  17. Pomiar odległości - Cosmic distance ladderB14/8 SN

  18. Kilka definicji - jasność -B15/5 • m – jasność obserwowana -niezgodna z intuicja im - większa wartość tym bledszy obiekt, m = -2.5 log10F + C dla 2 obiektów których mierzone strumienie wynoszą F1 i F2 różnica jasność m1 – m2 = -2.5 log 10(F1/F2) • M jasność absolutna M = m –5 log10 (DL / 10 pc) z def.M=m dla odległości 10 pc • M = 4.72 – 2.5 log10(L/LO) • Wartości jasność strumień związek • rzeczywiste M L M=-2.5log10(L)+C1 • obserwowane m F = L / 4 p DL 2 m=-2.5log10(F)+C2 • m-M= -5 log10 DL (H0 , z, WM, WL) +25 [DL w Mpc] ŚWIERK mhs 2004

  19. m-M= -5 log10 DL (H0 , z, WM, WL) +25 Jeżeli znane jest (m, M oraz DL nie są niezalężne) • M • DL • z • m Wx=1-Wmr ~a-3(1+w) w = P/(rc2) http://arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/0309/0309739.pdfstr 23. • Można wyznaczyć • WM, • H0 , • WL ŚWIERK mhs 2004

  20. Dla wyznaczenia M (odległe obiekty) potrzebne 2 założenia: • Istnieją obiekty które mogą być używanych jako „świece standardowe” tzn. M jest stałe! • właściwości tych obiektów nie zależą od odległości (czyli czasu emisji sygnału) - M dla małych z (bliskie źródła) pozostają niezmienione dla dużych z (odległe źródła). • Dodatkową komplikacją jest • Możliwości istnienia krzywizny czaso przestrzeni B14 • Rozszerzania się Wszechświata co powoduje zmianę częstości strumienia światła emitowanego i obserwowanego ŚWIERK mhs 2004

  21. Związek między odległością DL (albo m-M) z redshiftem z • Inna jest częstość emitowana, a inna obserwowana - jest to komplikacja powodowana ekspansją Wszechświata -red shiftem – który zmienia n • n e = no (1+z)nczęstość e emisji oobserwacji • Widmo obserwowane nie jest już tym które było wyemitowane – jest przesunięte ku czerwieni – szczegóły: • F(no) = L(ne) / 4 p D2L = (1+z) L(no (1+z)) / 4 p D2L • Poprawka związana z tym efektem - K(z)B28/10, P#5.2 • K(z, ne,no) = Kij(z) jest skomplikowaną funkcją F(n) • mi(z) = 5 log (DL(z) /Mpc) +25 +Mj + Kij(z) P#5.2 ŚWIERK mhs 2004

  22. Przesunięcie ku podczerwieni red shift z = Dl/l • Dla uniknięcia konfuzji przypomnę – są 3 przyczyny red shiftu • Grawitacja • Efekt Dopplera • Kosmologia i to nas interesuje • Ciekawym i tajemnicze jest dla mnie jak się rozróżnia rodzaje (źródła) red shiftu. ŚWIERK mhs 2004

  23. Red shift powodowany przez grawitację B7/ 7-8 ŚWIERK mhs 2004

  24. B 10 /5

  25. B10/5-6 z = a(t0) / a(te) – 1 = (l0 - l e ) / le –1 = Dl / le te czas emisji t0 obecnie a(t0) / a(te) – jest miarą wzrostu Wszechświata w czasie wędrówki światła

  26. Przesuniecie ku podczerwieni z = l0 / le –1 = Dl/l Zależność z, czasu emisji te, parametru Hubbla H(t), a 1/(1+z) = a/a0 Nie relatywistyczna a/a0 = (t/t0)2/3 H0(1+z)3/2 materia promieniowanie a/a0 = (t/t0)1/2 H0(1+z)2 Próżnia a(t)~exp(H0t) H0=sqrt(W0v) chętnie jest używana (nie relatywistyczne i nie ścisłe) v = z c

  27. Zakres w jakim znamy z • Najdalsza Super Nova ma z ~1.7 (z~1.7, SN1997ff). • Znane są quazary o z ~6.5 • promieniowanie reliktowe pochodzi z z ~1000 • jeżeli • t = 3*105 lat • t0 = 13*109 lat • dla promieniowania 1/(1+z) = a/a0 = (t/t0)1/2 ŚWIERK mhs 2004

  28. Dlaczego SN • Podobieństwo wybuchów SN Ia – świece standardowe, ale Są to obiekty kapryśne, ponieważ: • rzadkie procesy kilka / 1000 lat/ galaktykę • Nieprzewidywalne - kiedy wybuchnie? • Należy zmierzyć ich krzywą świetlności F(t) • Kto pracuje • Jaka jest „strategia” szukania SN • wyniki – będzie mowa o SN Ia ŚWIERK mhs 2004

  29. Jak wyglądają wybuchy Super Novych blaski i cienie : ŚWIERK mhs 2004

  30. Cienie Często tak wygląda wybuch SN ŚWIERK mhs 2004

  31. ŚWIERK mhs 2004

  32. Widać wybych SN http://astron.berkeley.edu/~jcohn/chaut/sjha_pics.html ŚWIERK mhs 2004

  33. Piękno SN SN 1994 D www.eso.org/~bleibund/talks/Texas_pub.ppt ŚWIERK mhs 2004

  34. NGC5371 ŚWIERK mhs 2004

  35. Niezmiernie jasne wybuchy Supernowych - 2 typów procesów: • Typ SN Ia • Wybuch termojądrowy jądra C / O • Są to lekkie gwiazdy (m<8 m0) • W widmach nie mają linii H • Typ SN II, SN Ib, SN I c –fascynujące obiekty, • Zapadanie się grawitacyjne jądra Fe • Wybuchy ciężkich (m>8 m0) gwiazd • Pozostawiają gwiazdę neutronową lub czarną dziurę • 99% energii wynoszą neutrina • Ale dzisiaj nie będzie o nich mowy... ŚWIERK mhs 2004

  36. wybuchy SN Ia - Białe Karły i Super Nove • Czy rozumiemy dlaczego SN Ia mogą być użyte jako świece standartowe? • Tzn mieć taka sama jasnośc M. • Podobieństwo wybuchów rodziny SN Ia, mimo różnic gwiazd z których powstają, można prawdopodobnie wytłumaczyć. • Gwiazda podobna do Słońca (tzn lekka) zużywa paliwo w okresie 5 - 10*109 lat. • Wówczas się zapada, powstaje Biały Karzeł składający się zasadniczo z C i O. • Grawitacja jest kompensowana przez ciśnienie zdegenerowanych elektronów. ŚWIERK mhs 2004

  37. Biały Karzeł powoli stygnie..... Jeżeli jednak • jest blisko innej gwiazdy nadal spalającej paliwo jądrowe, a warunki są odpowiednie (orbita, masa) strumień materii jest powoli gromadzony przez Białęgo Karła, którego masa rośnie. (do granicy Chandrasekhara ~1.4 MO ). • Gwiazda staje się niestabilna (zapada się) i następuje wybuch termojądrowy. Jest to wybuch SN Ia • Wydaje się że ten mechanizm powoduje zanikanie różnic związanych z natura gwiazdy z której powstał Biały Karzeł i SN • Obserwowane krzywe świetlności oraz widma SN Ia są podobne ŚWIERK mhs 2004

  38. Zrozumienie krzywych świetlności (zależność od czasu) SN Ia dla małych z http://www.lbl.gov/Science-Articles/Archive/assets/images/2003/Sep-05-2003/PhysicsTodayArticle.pdf ŚWIERK mhs 2004

  39. Porównanie krzywych świetlności wielu SN Ia odległych SN bliskich (małe z) W układzie spoczynkowym SN http://xxx.lanl.gov/PS_cache/astro-ph/pdf/0104/0104382.pdf

  40. Opis rysunk z poprzedniego sliduu ŚWIERK mhs 2004

  41. Dygresja o rozszerzaniu się Wszechświata – skala ~10-15 sec do 106 sec • Szerokość krzywej świetlności w dana jest przez • w=s(1+z) http://xxx.lanl.gov/PS_cache/astro-ph/pdf/0104/0104382.pdf • dw/dz = 1.07+-.06, czyli 18s różne od 0 • ds/dz = 0.05+-0.05 • Rozszerzanie Wszechświata mierzy • Red shift „micro” zegarem z okresem T = 2 × 10 -15 sec • Krzywe świetlności SN Ia zegarem „macroskopowym” z okresem rzędu 4 tygodni T ~ 2.4 × 106 sec. • Rozszerzanie się Wszechświata -1 + z -jest konsystentne z czasami które różnią się o 21 rzędów wielkości. ŚWIERK mhs 2004

  42. Współprace • potężne konsorcja • wykorzystujące teleskopy naziemne oraz HST • negocjujące o czas obserwacji ŚWIERK mhs 2004

  43. Współprace • niewielkie z: red shift w zakresie 0.01 - 0.1Calan/Tololo Supernova Search pracująca w Cerro-Tololo Inter American Observatory znakomita analiza krzywych świetlności 30 nowych SN, • Badania SN Ia o dużych z kontrolują 2 grupy • High-Z SN Search (tutaj jest też Australia....Harvard) • Supernova Cosmological Project (Berkeley) • http://www.astro.utoronto.ca/~lilly/CFRS/conference/layman.html ŚWIERK mhs 2004

  44. High-Z SN Search (HZSNS) Cerro-Tololo Inter American Observatory, Canada France Hawaii Telescope, HST, ESO 3.6n, KECK, United Kingdom Infra Red telescope też na 4 200 na Hawajach, Wisconcin Indiana Yale National Optical Astronomy Observatory , Very Large Telescope należy do ESO jest w północnym Chile • Supernova Cosmological Project (SCP) w Lawrence Berkeley National Laboratory oraz Center for Particle Astrophysics Berkeley - mierzyli SN w zakresie z>0.3

  45. Jak przewidzieć i znaleźć wybuch SN • Zespół Supernova Cosmology Project • obserwował w bezksiężycowej części nieba dziesiątki tysięcy galaktyk • Powtórzenie takiej obserwacji po 3 tygodniach pokazywało na istnienie kilkunastu jasnych obiektów – kandydatów na SN.." . • Zamawianie czasu na teleskopach/HST by mierzyć F = f(t)

  46. Supernova Cosmological Project (SCP) Strategia pomiaru i źródła informacji http://www.lbl.gov/Science-Articles/Archive/assets/images/2003/Sep-05-2003/PhysicsTodayArticle.pdf

  47. Naprawde tak to wygląda - Supernova 2004S, IAUC 8282 discovered 2004/02/03.542 by Perth Astronomical Research Group For the year 2004, 27 supernovae have been reported (334 last year). http://www.calsky.com/cs.cgi/Deep-Sky/9/1 http://www.rochesterastronomy.org/snimages/ brigtness Wspaniały zbiór zdjęć SN http://www.rochesterastronomy.org/snimages/ ŚWIERK mhs 2004

  48. Jeszcze raz Po Co? ŚWIERK mhs 2004

  49. Podsumowanie problemu • SN Ia mają podobną jasność bezwzględną, są doskonałymi świecami standartowymi • Ich względna jasność mierzy odległość przebytą przez światło • Red shift mierzy ekspansje Wszechświata • Zależność DL (z) mówi jak ekspansja zależy od czasu • Ta zależność jest czuła na WM - WL • http://morgaine.mit.edu/~kburgess/www/wesleyanTalk.pdf ŚWIERK mhs 2004

  50. WYNIKI z SN • SN Ia powstaje w wyniku wybuchu termojądrowego stosunkowo lekkiej gwiazdy (białego karła + materii). Moc wydzielana w wybuchu pozwala na bardzo odległe obserwacje. Najdalsza obserwowana SNIa ma z max =1.7.. • przypominam: 1/(1+z) = a(t) / a(t0). • Przesunięte ku podczerwieni Światło z odległych galaktyk (wyemitowane miliardy lat temu) niesie informację o strukturze dużo mniejszego Wszechświata. ŚWIERK mhs 2004

More Related