Wielkoskalowa struktura Wszechświata 2007 Agnieszka Pollo
Krótka (i nie jedyna) historia Wszechświata Era Plancka: 10^(-43) s. Obszary ~ 10^(-33) cm: jednorodne i izotropowe. T=10(^32)K. Inflacja. 10^(-35) s po BB, T = 10^(27) 10^(28)K, szybka ekspansja. Koniec inflacji. 10^(-33 s), T= 10^(27) 10^(28)K. Jednorodne obszary z ery Plancka urosły do ~ 100 cm (> 10^(35) x). Niemal gaussowskie fluktuacje.
Krótka historia Wszechświata Bariogeneza. 100,000,001 protonów na 100,000,000 antyprotonów (i 100,000,000 fotonów). Do 100 s po BB: Wszechświat coraz większy i chłodniejszy, T ~ 10^9 K. Protony i antyprotony anihilują, potem e- i e+. Powstaje H i He.
Krótka historia Wszechświata Miesiąc po BB: procesy przekształcające pole promieniowania w pole prom. ciała doskonale czarnego stają się wolniejsze niż tempo rozszerzania Wszechświata: od tej pory możemy liczyć na _jakieś_ informacje zachowane w CMB 56 000 lat po BB: gęstość materii = gęstości pola promieniowania. T = 9000 K. Niejednorodności (ciemnej) materii zaczynają rosnąć...
Krótka historia Wszechświata 380 000 lat po BB: powstaje neutralny H. T=3000K. Wszechświat staje się przezroczysty CMBR może przez niego swobodnie podróżować (powierzchnia ostatniego rozproszenia. Normalna barionowa materia zaczyna się gromadzić na zagęszczeniach ciemnej materii... 100-200 mln lat po BB: powstają pierwsze gwiazdy i powtórnie jonizują Wszechświat. Pierwsze supernowe. Galaktyki, gromady... 4,6 mld lat temu: powstaje Słońce. Dziś: 13,7 mld lat po BB.
? Large-scale structure in the local (z<0.2) Universe After recombination (WMAP 3-years temperature map)?
Ewolucja struktury: przy tym samym punkcie startowym i zakończeniu możliwe są bardzo różne scenariusze i różne parametry Wszechświata! Borgani & Guzzo 2001
Wielkoskalowa struktura Wszechświata Teoria niestabilności grawitacyjnej: Fluktuacje gęstości ciemnej materii po inflacji, o (niemal) gaussowskim rozkładzie...rosną i wokół nich gromadzi się materia barionowa...tworząc galaktyki, gromady, struktury wielkoskalowe......ale wciąż nie wiemy do końca kiedy i jak Bliskie wielkie przeglądy nieba nie odpowiedzą nam na pytanie JAK formowała się wielkoskalowa struktura Wszechświata Im mniejsza skala, tym bardziej nieliniowa ewolucja; liniowość: >5 Mpc, 10 Mpc, 20 Mpc...?
Symulacje: Millenium simmulation (Springel et al. 2005) ewolucja pola gęstości wcdm ze stała kosmologiczną z=18.3 z=1.4 z=5.7 z=0
Obserwacje: Głównym źródłem naszej wiedzy o strukturze wielkoskalowej Wszechświata są przeglądy nieba: bliskie i dalekie położeń albo przesunięć ku czerwieni w różnych długościach fal z różnymi kryteriami selekcji... co otwiera wielkie możliwości, ale i stwarza wielkie problemy
~10 lat temu głębokie przeglądy (z>0.3) liczyły sobie ~1000 galaktyk, wybranych wg różnych kryteriów (e.g. CFRS, Le Fevre et al.1996; CNOC, Yee et al 1998) Efekt: rozbieżne wyniki (np. długość korelacji od 1.8 do 5 h^-1 Mpc)
Współczesne głebokie przeglądy nieba Cel: pomiar przesunięć ku czerwieni i własności > 100 000 galaktyk do z>1 (ambitnie z~5 i więcej) Vimos-VLT Deep Survey (VVDS) DEEP-2 COSMOS i zcosmos
z~0.7 z=1.2 z~0.1 z=0.8
Czy przy pomocy obserwacji galaktyk można prześledzić ewolucję rozkładu ciemnej materii? czy rozkład materii barionowej pokrywa się z rozkładem ciemnej materii? (być może) czy rozkład świecącej materii barionowej pokrywa się z rozkładem ogólnym? które obiekty (galaktyki) najlepiej śledzą rozkład ciemnej materii na których etapach ewolucji Wszechświata? Jasne czy słabe? Czerwone czy niebieskie? Aktywne czy martwe?...
Evolution of the luminosity function Ilbert & VVDS team 2004
Downsizing - niebieskie galaktyki produkujące gwiazdy kiedyś bytowały w gromadach chętniej niż dziś
Galaxy clustering in the VVDS we compute the 2-point spatial correlation function, projected along the line of sight, wp(rp), to measure clustering properties of galaxies for a power-law shape of the CF: correlation length r0 and slope for a general galaxy population: CF weakly evolving up to z~2 which may be interpreted as a mixed effect of evolution of the LSS (stronger clustering with time) and observational bias (at higher z we see brighter and more clustered objects) Pollo et al., 2005 and LeFevre et al., 2005 we need some indicators to compare more
Correlation length for different galaxy types and colors
CF of most luminous galaxies does not really follow a power-law fit
A linear galaxy vs DM bias, at 8 Mpc scale, seems to evolve faster for galaxies brighter than M*
Does a galaxy bias (computed at the 8 Mpc scale) vs DM change with redshift differently for galaxies with different stellar masses?
Podsumowanie ewolucja struktury wielkoskalowej: co wiemy a czego nie wiemy? Już ~10 mld lat temu istniały we Wszechświecie galaktyki, tworzące struktury podobne do dzisiejszych, co może stanowić argument na korzyść modeli CDM z dużą stałą kosmologiczną(zgodność z symulacjami) Dokładne prześledzenie ewolucji tych struktur i odniesienie ich do ewolucji pola gęstości ciemnej materii jest kluczem do podstawowych parametrów Wszechświata Problem: obserwujemy galaktyki, a nie materię! Galaktyki ewoluują, zmieniają kolor, jasność, właściwości nie jest łatwo porównać tę samą strukturę kiedyś i dziś ~8-10 mld lat temu typowe galaktyki były jaśniejsze. Więcej niebieskich galaktyk (tworzących gwiazdy) znajdowało się w gromadach, ale i tak galaktyki niebieskie były (jak dziś) znacznie mniej skupione.
Podsumowanie ewolucja struktury wielkoskalowej: co wiemy a czego nie wiemy? Najjaśniejsze galaktyki były znacznei bardziej skupione (i obciążone względem ciemnej materii) ale niekoniecznie były one również najbardziej masywne! Nie jest też jasne, co się z nimi stało (zlały się ze sobą czy zbladły?) Obciążenie (bias) galaktyk względem ciemnej materii najprawdopodobniej ewoluuje (co tak naprawdę jest odbiciem ewolucji galaktyk) Badania ewolucji struktury wielkoskalowej na wielką skalę dopiero się zaczynają