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宇宙微波背景辐射偏振性各向异性及引力波课件.pptx

1、1,CMB 各向異性和偏振各向異性和偏振 大爆炸宇宙大爆炸宇宙:宇宙是從早期高溫高壓演化而來。宇宙是從早期高溫高壓演化而來。重要證據之一重要證據之一:宇宙中存在:宇宙中存在2.7k的微波背景輻射(的微波背景輻射(CMB)。大爆炸發現和研究的历史:大爆炸發現和研究的历史:爱因斯坦爱因斯坦(1916):静态宇宙模型静态宇宙模型 de Sitter(1931):膨胀宇宙模型(加速)膨胀宇宙模型(加速)哈勃哈勃(1929):宇宙在膨胀中宇宙在膨胀中Gamow(1946):大爆炸提出、核合成模型大爆炸提出、核合成模型Penzias&Wilson(1965):宇宙微波背景辐射宇宙微波背景辐射Mather&

2、Smoot(1992):CMB的各向异性的各向异性Riess&Perlmutter(1998):宇宙加速膨胀宇宙加速膨胀1Penzias&Wilson今天宇宙中充滿了今天宇宙中充滿了 T=2.723 K的微波背景辐射,的微波背景辐射,波長在波長在 0.1cm0.1cm附近,是幾乎完美的是幾乎完美的Planck黑體譜,黑體譜,p=/3 (2/15)T4,()=h/(eh/kT -1),-1),3CMB如何產生的?在宇宙早期,温度在宇宙早期,温度 T 3000 K (年龄38万年,z1100)电子电子+质子质子=氢原子氢原子+光子光子 自由的光子自由的光子,T1/a(t),就成为今天的就成为今天的

3、CMB,T 2.7K。仍然。仍然是幾乎完美的黑體譜。是幾乎完美的黑體譜。幾乎幾乎?就是還不完美,存在不均勻,即溫度各向異性和偏振?就是還不完美,存在不均勻,即溫度各向異性和偏振。4COBE (Mather&Smoot)背景辐射有背景辐射有10-5大小的温度起伏,不同的颜色。大小的温度起伏,不同的颜色。这是我们能看到的宇宙的最早图象。这是我们能看到的宇宙的最早图象。今天,今天,140亿年亿年幼年,幼年,38万年万年67CMB 觀測結果(WMAP 2003)8910以上,是大大簡化了的結果。以上,是大大簡化了的結果。還有一系列宇宙學的因素要考慮,將修正簡化結果。還有一系列宇宙學的因素要考慮,將修正

4、簡化結果。理論上可以計算出這些因素的效應,理論上可以計算出這些因素的效應,再與觀測比較,再與觀測比較,從而確定一系列的宇宙學參數(模型)。從而確定一系列的宇宙學參數(模型)。這對推進宇宙學的進展是巨大的。這對推進宇宙學的進展是巨大的。11以下因素:1213142,CMB的偏振的偏振15161718於是,得到於是,得到CMB的四個譜:的四個譜:19注意,度規擾動注意,度規擾動 hij hij 包括包括兩部份:兩部份:標量型擾動標量型擾動(密度擾動)(密度擾動);張量型擾動(張量型擾動(引力波引力波););它們所誘導的它們所誘導的CMB譜是不同的。譜是不同的。密度擾動只能產生密度擾動只能產生CTT

5、,CEE,CTE,不產生,不產生CBB,引力波引力波可以產生全部可以產生全部4個譜。個譜。具具體說,體說,20In the expanding universe with Robertson-Walker metric ds2=a2(t)-dt2+(ij+hij)perturbations hij hij/3+hij|(scalar)+hij (vector)+hijT (tensor,RGWs)both scalar(density perturbation)and tensor(RGWs)modes are generated during the inflationary stage o

6、f the very early universe,and both will enter the Sachs-Wolfe term and generate CMB anisotropies and polarization.21 anisotropies polarization引力波情況下引力波情況下的光子氣體的的光子氣體的Boltzmann 方程方程:Equivalent to:with22近似解析解:近似解析解:wherewith c 0.6,b 0.823引力波產生的全部引力波產生的全部4個譜(解析解):個譜(解析解):2425類似地,密度擾動情況下類似地,密度擾動情況下的Bolt

7、zmann eq:formal sol.:26近似解析解:近似解析解:其中 動量積分,給出譜:動量積分,給出譜:密度擾動產生的密度擾動產生的3個譜(解析解)個譜(解析解):27282930313,宇宙再電離(,宇宙再電離(reinization)的影響)的影響32-possibly by first generation of luminous stellar objects-likely occurred z=(6 20),uncertain yet;WMAP5:(sudden re-ionization)z=11(95%CL).-a major process secondary only

8、 to the decoupling 這也是未來的這也是未來的CMB研究的重點研究的重點33引力波情況下引力波情況下再電離再電離的譜:的譜:Phys.Rev.D79,083002 (2009)匯總起來:解析解、數值解、觀測的比較:匯總起來:解析解、數值解、觀測的比較:34WMAP觀測的譜:觀測的譜:35 Before WMAPWMAP:High precisionCMB未來仍然是宇宙學的主要研究領域,其中CBB的探測,再電離研究將是主要課題。374,引力波簡介,引力波簡介383940 J Weber 1960s 铝棒引力波探测器41LIGO探測器42VIRGO探測器43LISA空間探測器444

9、55,殘餘引力波(,殘餘引力波(Relic Gravitational Waves)宇宙極早期暴漲時期產生宇宙極早期暴漲時期產生RGW,它取決於初始條件,它取決於初始條件:A,T :46 RGW的主要特點:的主要特點:隨機背景,譜非常寬,任何時期、任何地方存在。是一個主要的探測目標。low frequencies CMB (10-1810-14)Hz WMAP,Planck,CMBPol,etc pulsar timing 10-9 Hz PPTA,etc medium frequencies cavity:10104 4 Hz Hz MAGO,EXPLORER laser interfero

10、meter:ground,10102 210103 3 Hz Hz LIGO,VIRGO,etcspace,1010-3-310100 0 Hz Hz LISA,ASTROD,etchigh frequenciesGaussian laser beam 109 1010 Hz waveguide 108 Hz (Cruise&Ingley)47一些宇宙物理過程影響RGWs,such as free-streaming;uudp,QCD phase transition;e+e-2,annihilation;accelerating expansion(dark energy);48inflat

11、ion index :Class.Quant.Grav.23,3783(2006)49 running index T:Phys.Rev.D80 084022(2009)50neutrino free-streaming;Phys.Rev.D75,104009 (2007)51 Phys.Rev.D77,104016 (2008)QCD phase transition,e-e+annihilation,52Dark energy Phys.Rev.D80,084022 (2009)53可能探測:可能探測:LIGO,LISA,AIGO,LCGT,DECIGOPhys.Rev.D80 (2009

12、)08402254PPTA55LIGO S5,cross-correlation of H1 and L1,the signal-noise ratio isPhys.Rev.D81 101501(2010)56gw depends on and 6,引力輻射,引力輻射(Gravitational radiation)57For Binary Black Holes,可以採用后牛頓近似方法,目前已經發展到3.5PN的軌道,2PN輻射,以及自轉效應。Will,Blanchett,Wiseman,et al我們具體關注OJ287,巨雙黑洞,m1=1.84x1010 Mo,m2=1.46x108 Mo,z=0.30658計算了軌道,按照最小方差,定出了軌道參數:59606162Energy flux:63Angular momentum flux:64Waveform:65幅度很大:6667conclusion:CMB的的CBB探測;探測;CMB的再電離效應;的再電離效應;GW的探測;的探測;Thank you!

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