Pytania pośrednie

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

Co to jest “powierzchnia last rozpraszanie”?

Wczesny Wszechświat był tak gorący, że wszystkie sprawy został zjonizowany. Zjonizowany rzeczy jest bardzo dobry w interakcje z promieniowaniem (ma wysoką “przekrój” dla rozpraszania fotonu), natomiast materiał neutralny jest niemal przezroczysta. Większość Wszechświecie jest wodór, który wszystko zjonizowane aż o milion lat po Wielkim Wybuchu. Wszechświat jako rozszerzony spadki, tak aby wszystkie składniki miały To mniej energii. Około miliona lat po Big Bang protonów były w stanie utrzymać się na elektrony, bez energii jest tak duża, że ​​elektrony dostanie ponownie zerwana. Tak więc materiał Wszechświata staje się obojętny w tym czasie, po którym fotony i atomy wodoru prawie oddziaływały ze sobą ponownie. Tak więc, kiedy patrzymy w kosmos widzimy foton mikrofalowa pochodzących z kierunku, gdzie ostatni rozpraszane materiału zjonizowanego. Były jonów i elektronów w każdym kierunku wokół nas dopóki wychodzą na tyle duże odległości (czyli patrząc na tyle daleko w przeszłości z powodu ograniczonej prędkości światła). Możemy więc zdefiniować “ostatniej powierzchni rozpraszania”, który jest odległy powłoki w przestrzeni, gdzie dzisiejsze fotony CMB ostatnio rozpraszane zjonizowanej materii. Bliżej niż tej powierzchni Wszechświat był zasadniczo przejrzyste. Dalej niż tej powierzchni fotony i jony zostały szybko rozpraszania. Tak więc, chociaż powierzchnia ma skończoną grubość jest stosunkowo ostra granica. Większość anizotropii widzimy dzisiaj na niebie mikrofalowej były generowane na tej ostatniej powierzchni rozpraszania.
Czy mogę zobaczyć obiekty, które spowodowały anizotropii?

Czasami ludzie zapominają, że większość anizotropii CMB są utworzone na powierzchni ostatniego rozproszenia, Wiedząc, że prekursorami klastrów i super gromad spowodował gęsią mikrofalowe, to nie jest zbyt trudne, aby się martwić o związku między tymi obiektami i lokalnych struktur. Ale pamiętaj, że to ostatnie zdarzenie rozpraszania po około 300.000 lat po Wielkim Wybuchu, czyli bardzo dawno temu. Więc obiekty, które spowodowane gorących i zimnych miejsc, widzianych przez COBE na przykład, około 15 miliardów lat świetlnych (zakładając, to wiek Wszechświata), i widzimy ich wpływu na CMB około 15 miliardów lat temu . Więc rzeczywiste struktury, które spowodowało fale mikrofalowe są w zasadzie na długości horyzontu od nas, a więc daleko od struktur, które śledzimy z użyciem stosunkowo pobliskich klastrów. Jednak w sensie statystycznym obiekty te powinny być bardzo podobne do tego, co lokalne struktury były jak około 15 miliardów lat temu. I pamiętaj, że ktoś, kto mieszka blisko horyzontu-odległości od nas będzie zobaczyć naszą lokalną supergromadę powodując anizotropii na ich powierzchni ostatniego rozproszenia.
Są gorące miejsca nad-lub pod-gęstości gęstości?

W standardowych zdjęć teoretycznych, które ludzie mają na wahania CMB, zmiany na dużą kątowe są spowodowane przez grawitacyjne czerwono-niebiesko-przesunięć i zmian z plamy siedzi na powierzchni last rozpraszania.Overdensity (czyli regionu o więcej materii niż średnia) powoduje utratę energii fotonów na swój sposób: możemy powiedzieć, że jest “grawitacyjne przesunięcie ku czerwieni”, jak foton “wspina się w studni potencjału”.Underdensity drugiej strony prowadzi do blueshift. Ponieważ przesunięcie ku czerwieni oznacza niższą energię fotonów (bardziej czerwony), a odpowiadający nieco niższej temperaturze CMB. Więc overdensities są zimne miejsca i underdensities są hot spotów.

Istnieją oczywiście alternatywne teorie, w których są duże anizotropie kątowe spowodowane rzeczy nieco innych niż te proste przesunięciach ku czerwieni grawitacyjnych i blueshifts. W takich teorii możliwe jest nadmiernie i niezupełnie gęstości odpowiadać przeciwległym tego, co zostało opisane powyżej. W szczególności, w przypadku gdy wstępne modele pochodzą z “perturbacje topologicznej wady” lub trybów “isocurvature”, co może być bardziej skomplikowane. Prawdopodobnie w pewnym momencie w najbliższej przyszłości będziemy wiedzieć, jakie ostatecznie dużych wahań nasz wszechświat, i wtedy będziemy wiedzieć na pewno, czy można wskazać na CMB hot spot i powiedzieć “Wszechświat dawniej nieco niedociążenia gęsty w tym kierunku “!

Co to jest “Cosmic wariancji”?

Podczas próby oszacowania każdą ilość na podstawie ograniczonej próbki, a następnie można się spodziewać trochę niepewności między swoim szacunku i “prawdziwej” wartości bazowej. To jest czasami jako próbki lub próbek wariancji. Jak budować coraz większą próbkę można oczekiwać, aby zmniejszyć tę niepewność (jeśli wszystko zachowuje się ładnie, to pójdzie w dół jak pierwiastek kwadratowy z liczby próbek).

Teraz wyobraźmy sobie, że chcemy określić wartość czegoś na całkiem dużą skalę, powiedzmy rozsądny ułamek wielkości obserwowalnego Wszechświata. Ilość ta może być gęstości lub prędkości czy coś takiego. To co znajdziemy to, że będzie w końcu działać na granicy, ponieważ nie tylko skończona obserwowalny Wszechświat, a potem nie możemy uzyskać większą próbkę. Rzeczy są jeszcze wyraźniejsze w CMB, jeśli staramy się określić widmo mocy lub równoważnie amplitudy niektórych multipolowych momentach (jak duże wahania są w różnych skalach kątowych). Każda teoria podstawowa daje prognozy dla wartości oczekiwanie multipolowych współczynników, ale fluktuacje gęstości są z natury stochastyczny proces: teoria nie powie nam, co jest w naszej realizacji danego regionu czasoprzestrzeni. Prowadzi to do naturalnej niepewności określenia teoretycznej “wartość oczekiwana” (co można dostać, jeśli można średnio ponad zespół wszechświatów) od naszego empirycznie określonej ilości. Bez względu na to, jak dokładnie zmierzyć rzeczy, nie można pozbyć się tego “Cosmic wariancji”.

Weź anizotropii kwadrupolową jako przykład. To jest rzecz, na niebo, które ma pięć współczynników. Każdy z tych współczynników ma pewną liczbę losową (random wielozmiennej Gaussa w standardowych modelach), a więc rozkład statystyczny oczekiwać dla amplitudy kwadrupolowej jest jak suma pięciu Gaussians (o rozkładzie 2 z 5 stopni swobody), a więc jest dość szeroki. Oznacza to, że pomiaru rzeczywistej kwadrupolowego na naszym niebie nie powiedzieć dużo na temat wartości oczekiwanie kwadrupoli dla bandą obserwatorów. Można myśleć o tej niepewności jako “teoretyczną pasku błędu”, jeśli chcesz. Dla wyższych multipoli (mniejszych skalach kątowych) istnieje wiele więcej próbek, a więc “Cosmic wariancji” jest mniej ważna. Więc jeśli próbujesz określić kątową widmo mocy, to przy dużych kątach Ci wydają się być zdominowane przez “Cosmic wariancji”, podczas gdy w małych kątów jesteś zdominowany przez hałas instrumentalnej.