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宇宙学

宇宙学

WMAP数据测试了宇宙膨胀

03 May 2006

宇宙微波背景的极化测量仅在10时为宇宙打开了一个新窗口-35 年纪较大,Gary Hinshaw解释说

精密宇宙学

在凝视夜空的同时,您可能会以为宇宙是一个相当复杂的地方而被原谅。从附近恒星的精致星座到银河系旋臂发出的微弱光芒,在您看到的每个方向上都可以看到结构。你在世界各地凝视’在最大的望远镜中,您会发现星系的层次结构,这些星系分为数亿光年的簇,超团和超超团。但是对于宇宙学家来说,物质的这种团块性质仅仅是一种干扰。

在最大的宇宙尺度上,宇宙令人惊讶地呆滞。我们知道,这是由于辐射的冷海弥漫在宇宙最遥远的地方:宇宙微波背景。这种辐射是在1965年偶然发现的,它包含了有关宇宙的性质和内容的独特线索,因为它是从我们宇宙只有几十万年的时代开始的。

但是,它最显着的功能是几乎没有任何功能!近30 被发现的几年后,我们对宇宙微波背景的唯一了解是温度– a chilly 2.725 K。无论我们在天空中的哪个方向测量,这个温度都等于好于10,000的一部分。那么宇宙的结构在哪里–太阳,地球和我们自己最终从中降落– come from?

Cosmologists are now able to address fundamental questions such as this from precision measurements of the cosmic microwave background. 的first such data came courtesy of the COBE satellite in 1992, revealing miniscule fluctuations in the temperature of the microwave background as a function of position in the sky. And in 2003 the Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) gave cosmologists a crisp new view of this temperature anisotropy. Three years on, after a painstaking analysis that allowed the WMAP team to map the polarization of the cosmic background radiation across the sky, we are now in a position to put the standard model of 宇宙学 through its toughest test to date.

一个大胆的想法

的cosmic microwave background (CMB) was born when the universe was about 380,000 岁。在此之前,空间中充满了电子和光核的热等离子体,这意味着光无法传播得很远而不被散射。但是随着宇宙的膨胀,等离子体冷却到足以使中性原子形成的程度。这个“decoupling”物质和辐射的突然爆发使光子在很大程度上不受阻碍地穿越太空,其波长随着时间的推移而拉伸,从而在我们今天可以检测到的微波区域中产生了微弱的辐射光。

In the early 1980s, in an attempt to explain the mind-boggling uniformity of the CMB, theorists came up with a bold concept called inflation. 的idea was that the universe underwent a period of enormous growth when it was just 10-35 旧,在此期间至少扩展了10倍26 在几分之一秒内因此,通货膨胀可以解释CMB的均匀性,因为它建议我们今天观察到的宇宙部分从一个大概处于热平衡状态的微小区域膨胀。没有通货膨胀,天空相反方向的区域将永远无法接触–更不用说热平衡了。

Another consequence of inflation is that any previously existing curvature in space-time would have become immeasurably small after the exponential expansion, thereby accounting for the flat, Euclidean geometry of the present-day universe. Perhaps most remarkably, however, inflation offers an explanation for the clumpiness of matter in the universe: quantum fluctuations in the mysterious 子stance that powered the expansion would have been inflated to astrophysical scales 和 therefore served as the seeds of stars 和 galaxies.

Inflation is a key component of what is known as the standard cosmological model, but so far it has been very difficult to put the idea to the test directly. 的tiny temperature anisotropy in the CMB provides a way to do this, since it is linked to the initial quantum fluctuations in the “stuff”助长了通货膨胀。但是,在我们可以提取有关这些波动的有用信息之前,我们需要了解导致观测到的温度各向异性的其他影响。

最显着的效果是原始等离子体中微弱的低频声波。这些波是初始量子涨落的直接产物“froze out”当物质和辐射在通货膨胀后380,000年解耦时,在CMB各向异性中留下了独特的振荡特征。另一个重要的影响是二次散射的影响,即一些CMB光子在穿越宇宙的过程中,被第一批恒星加热的气体中的自由电子散射开来。除了减小各向异性信号的幅度外,这些相互作用还将使光子极化。因此,物理学家一直渴望测量CMB在整个天空中的极化,这将使我们更好地了解发生了多少衰减以及何时形成第一颗恒星。

幸运的是,这些对CMB各向异性的独立贡献的物理原理已经被很好地理解,因此很容易将它们与初始量子涨落区分开。为此,我们需要高分辨率测量CMB在整个天空上的温度和极化–现在正在实现的东西。

各向异性观测

1992年4月,由加州大学伯克利分校的George Smoot和NASA的Chuck Bennett领导的团队’哥达德太空飞行中心宣布对CMB温度中的各向异性进行首次检测。他们使用COBE卫星发现了大约100,000分之一的温度变化(约等于30 μK) from point to point across the sky. 的wonderful map of the fluctuating microwave background –斯穆特著名地比喻为“看到神的脸” –对宇宙学有三大影响。

First, it showed that nature has been kind to us, since the amplitude of the anisotropy is large enough to stand out above the microwave emission from our own galaxy (provided we look in the direction away from the galactic plane). Second, the measurement fixed the amplitude of the initial quantum fluctuations for the first time. But since inflationary models do not specifically predict the amplitude of the initial fluctuations, this measurement did not directly test inflation as the source of the fluctuations. 的third important implication of the COBE data, however, was that they provided a rough test of inflation by constraining a parameter called the scalar spectral index.

的scalar spectral index, ns, measures the relative strength of the temperature anisotropy on small 和 large angular scales. As such, it corresponds to the slope of the 角功率谱 –绘制温度各向异性与角尺度的关系图–删除其振荡功能后(请参阅 figure). Before inflation was introduced, theorists argued that the spectral index needed to have a value of unity to produce the correct relative abundance of stars, galaxies 和 clusters of galaxies. This corresponds to a flat line in the 角功率谱. Although today’的通货膨胀模型预测n的取值范围s,所有这些都接近统一,最简单的模型预测的值会略微但可测量地小于一个。

由于其有限的角度分辨率,COBE只能在大角度范围内测量各向异性,这使得很难测量ns 恰恰。然而,在整个1990年代,进行了一些复杂的基于地面和气球的实验,以更高的角分辨率测量CMB温度各向异性。虽然这些实验只能观察到相对较小的天空斑块,但它们的结果开始细化对n的测量s, 和 to test the other major prediction of inflation: the flatness of the universe, which is determined by the position of the first acoustic peak in the 角功率谱.

然后,2001年6月,美国国家航空航天局发射了WMAP卫星,该卫星旨在以比以往更高的灵敏度和分辨率生成CMB各向异性的全天候地图。 WMAP观测第一年的结果于2003年2月发布。除其他外,这些信息使研究人员可以得出结论,宇宙是13.7 ± 0.2 十亿年前,并且其几何形状为欧几里得,误差在2%以内(请参见 “宇宙微波背景” 物理世界 April 2003 pp27-32). 的first-year data also corroborated the standard “cold dark matter”这表明宇宙中普通物质,暗物质和暗能量的相对丰度分别为4.4%,24%和72%。

三年WMAP结果

3月,WMAP团队宣布了基于三年的结果’WMAP观测值,其中包括对n的最精确测量s 至今。新数据的主要特征之一是它们使我们能够测量宇宙微波背景的极化。对于沿波传播的电磁波 z轴,其偏振态由相对振幅和相位描述 xy 振荡电场的分量。具体来说,如果从观察者到自由电子的视线是 z轴和CMB光子在 平面,然后辐射散布在 z-方向将被极化–当以与太阳成直角的角度观看天空时,阳光会被极化。

There are two periods in the history of the universe during which free electrons were available to polarize CMB photons: first at the epoch of 去耦, 和 then again at the epoch of “reionization” – a few hundred millions years after 去耦 – when the first stars ionized the surrounding gas. 的polarization signal produced at 去耦 only appears at small angular scales less than about 1°,而离子化电子产生的电离发生在数十度的角尺度上,因为这些电子离我们更近。

因此,通过测量CMB的大规模极化,我们可以测量“optical depth”, τ,去离子气体–这给出了CMB光子在整个宇宙行程中被离子化电子散射的可能性。这种散射的副产品是,它将小规模温度各向异性的幅度抑制了e倍。-2τ,这一点很重要,因为它为宇宙学家提供了一种新的方法,可以从声波产生的原始波动信号中解开声波振荡和二次散射的影响。

WMAP团队面临的最艰巨挑战之一是测量偏振光子的温度各向异性,该温度各向异性约为0.1 μK, is over 100 比非极化信号弱十倍。要达到如此精妙的精度,即50 比WMAP任务的原始要求高出三倍,我们不得不重写数据处理算法两次,“covariance matrix”为了测量单个天空图像素中的噪声与每个其他像素中的噪声之间的关系。全分辨率的天空地图包含超过300万像素,但我们必须使用较低的分辨率3072 像素使矩阵易于处理。同样重要的是拥有数年的独立数据(WMAP每年都会重复进行一次全面的调查),以便对结果进行重要的交叉检查。

的final analysis of the full-sky polarization maps suggests that the 光学深度 produced by reionized electrons is 9 ± 3%,这意味着第一批恒星大约形成了400 million years after 去耦. In contrast, the first-year WMAP data put this event at about 200 million years. 的new determination of the 光学深度 has also allowed us to refine our measurement of the scalar spectral index to be ns = 0.951 ± 0.016,而第一年的估算值为0.99 ± 0.04.

因此,我们第一次有完全基于CMB数据的证据表明,通货膨胀之前的光谱指数与单位的尺度不变值显着不同,而单位不变的值长期以来一直是基于一些临时性的主张而提倡的。相反,简单的通货膨胀模型是宇宙膨胀由单个“scalar field”预测光谱指数应可测量地小于1并在WMAP观察到的范围内。

大统一

的era of precision 宇宙学 is well under way, 和 is now reaching the realm of precision tests of inflation. But there is one more prediction of inflation that remains to be verified. According to Einstein’在广义相对论中,由膨胀引起的波动伴随着时空曲率的变化,其中包括引力波。由于CMB光子在穿越相关的重力势阱时会获得或失去能量,因此重力波也会导致温度各向异性。

的most compelling test of inflation would therefore be to unambiguously detect these relic ripples in space-time. Crucially, the amplitude of the gravitational-wave signal depends on the energy scale of inflation, so detecting it would significantly constrain models of what actually powered inflation. Since the unpolarized CMB signal arises from both the density- 和 gravitational-fluctuation sources, we need to somehow determine the ratio of the two contributions.

目前,我们唯一的解决方法是来自非极化各向异性光谱的形状,但是该信息并不能确定比例。但是,如果通胀发生在“grand unification” scale (about 1015-1016 GeV),然后可以从CMB极化的观测结果间接推断出重力波信号。具体来说,引力波将在极化中引入独特的漩涡状图案,这可以通过精心设计的极化实验来检测。因此,我们具有在比任何地面粒子加速器都高几个数量级的能级上探测物理的诱人可能性!

普林斯顿大学的Latham Boyle及其同事对通货膨胀的最新研究表明,如果标量频谱指数ns 确实大于0.95–即符合电流测量–则重力波和密度对CMB各向异性的贡献之比大于0.01,否则膨胀模型为“微调的” (www.arXiv.org/abs/astro-ph/0507455)。博伊尔及其同事说,尽管很小,但在提议的CMB极化实验和直接引力波搜索中应该可以检测到这种信号。因此,有理由对检测这种信号的前景感到乐观。迄今为止,通货膨胀已经通过了许多非常重要的测试,而引力波背景的检测将是通货膨胀的另一个方面。

map.gsfc.nasa.gov

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